Să luăm în considerare pe scurt principalele etape ale evoluției stelelor.
Modificări ale caracteristicilor fizice, structurii interne și compoziției chimice ale unei stele în timp.
Fragmentarea materiei. .
Se presupune că stelele se formează în timpul comprimării gravitaționale a fragmentelor unui nor de gaz și praf. Deci, așa-numitele globule pot fi locurile de formare a stelelor.
Un globul este un nor interstelar dens de praf molecular opac (gaz și praf), care se observă pe fundalul norilor luminoși de gaz și praf sub forma unei formațiuni rotunde întunecate. Este format în principal din hidrogen molecular (H 2) și heliu ( El ) cu un amestec de molecule de alte gaze și particule solide de praf interstelar. Temperatura gazului din globulă (în principal temperatura hidrogenului molecular) T≈ 10 ore 50K, densitate medie n~ 10 5 particule / cm 3, care este cu câteva ordine de mărime mai mare decât în cei mai denși nori obișnuiți de gaz și praf, diametrul D~ 0,1 h 1 . Masa globulelor M≤ 10 2 × M ⊙ . Unele globule conțin tipuri tinere T Taur.
Norul este comprimat de propria sa gravitație din cauza instabilității gravitaționale, care poate apărea fie spontan, fie ca rezultat al interacțiunii norului cu o undă de șoc de la un flux de vânt stelar supersonic de la o altă sursă de formare stelară din apropiere. Sunt posibile și alte motive pentru apariția instabilității gravitaționale.
Studiile teoretice arată că în condițiile care există în norii moleculari obișnuiți (T≈ 10 ÷ 30K și n ~ 10 2 particule / cm 3), cea inițială poate apărea în volume de nor cu masa M≥ 10 3 × M ⊙ . Într-un astfel de nor care se contractă, este posibilă o descompunere în continuare în fragmente mai puțin masive, fiecare dintre acestea fiind, de asemenea, comprimat sub influența propriei gravitații. Observațiile arată că în Galaxie, în procesul de formare a stelelor, nu se naște una, ci un grup de stele cu mase diferite, de exemplu, un grup de stele deschis.
Odată cu compresia în regiunile centrale ale norului, densitatea crește, drept urmare vine un moment în care substanța acestei părți a norului devine opac la propria radiație. În măruntaiele norului are loc o îngroșare densă stabilă, pe care astronomii o numesc oh.
Fragmentarea materiei - dezintegrarea unui nor de praf molecular în părți mai mici, a căror mai departe duce la apariția.
este un obiect astronomic care se află în stadiul , de la care după ceva timp (pentru masa solară de data aceasta T~ 10 8 ani) se formează normal.
Odată cu o cădere suplimentară a materiei din învelișul gazos pe nucleu (acreție), masa acestuia din urmă și, în consecință, temperatura și creșterea atât de mult încât gazul și presiunea radiantă sunt comparate cu forțele . Compresia nucleului se oprește. Cel format este înconjurat de o înveliș de gaz-praf care este opac pentru radiația optică, trecând doar radiații infraroșii și cu unde mai lungi către exterior. Un astfel de obiect (-cocon) este observat ca o sursă puternică de radiații radio și infraroșii.
Odată cu o creștere suplimentară a masei și temperaturii miezului, presiunea ușoară oprește acumularea, iar rămășițele carcasei se dispersează în spațiul cosmic. Apare unul tânăr, ale cărui caracteristici fizice depind de masa și compoziția chimică inițială.
Principala sursă de energie pentru o stea care se naște este, aparent, energia eliberată în timpul contracției gravitaționale. Această ipoteză rezultă din teorema virială: într-un sistem staționar, suma energiei potențiale E p toți membrii sistemului și de două ori energia cinetică 2 E la dintre acești termeni este zero:
E p + 2 E c = 0. (39)
Teorema este valabilă pentru sistemele de particule care se deplasează într-o regiune limitată a spațiului sub acțiunea unor forțe a căror mărime este invers proporțională cu pătratul distanței dintre particule. Rezultă că energia termică (cinetică) este egală cu jumătate din energia gravitațională (potențială). Când o stea este comprimată, energia totală a stelei scade, în timp ce energia gravitațională scade: jumătate din modificarea energiei gravitaționale părăsește steaua prin radiație, iar energia termică a stelei crește datorită celei de-a doua jumătăți.
Stele tinere de masă mică(până la trei mase solare), care sunt în drum spre secvența principală, sunt complet convective; procesul de convecție acoperă toate zonele stelei. Acestea sunt încă, de fapt, protostele, în centrul cărora reacțiile nucleare abia încep și toate radiațiile se datorează în principal. Nu a fost încă stabilit dacă stelele scad la o temperatură efectivă constantă. În diagrama Hertzsprung-Russell, astfel de stele formează o cale aproape verticală, numită calea Hayashi. Pe măsură ce compresia încetinește, cel tânăr se apropie de secvența principală.
Pe măsură ce steaua se contractă, presiunea gazului electron degenerat începe să crească, iar când se atinge o anumită rază a stelei, contracția se oprește, ceea ce oprește creșterea în continuare a temperaturii centrale cauzată de contracție și apoi scăderea acesteia. . Pentru stelele cu mase solare mai mici de 0,0767, acest lucru nu se întâmplă: energia eliberată în timpul reacțiilor nucleare nu va fi niciodată suficientă pentru a echilibra presiunea internă și . Astfel de „stele subterane” radiază mai multă energie decât se formează în timpul reacțiilor nucleare și aparțin așa-numitelor; soarta lor este o contracție constantă până când presiunea gazului degenerat o oprește și apoi o răcire treptată cu încetarea tuturor reacțiilor nucleare care au început..
Stele tinere de masă intermediară (de la 2 la 8 mase solare) evoluează calitativ exact în același mod ca și surorile lor mai mici, cu excepția că nu au zone convective până la secvența principală.
Stele cu o masă mai mare de 8 mase solareau deja caracteristicile stelelor normale, deoarece au trecut prin toate etapele intermediare și au reușit să realizeze o astfel de rată a reacțiilor nucleare încât să compenseze pierderea de energie prin radiație în timp ce se acumulează masa nucleului. În aceste stele, fluxul de masă este atât de mare încât nu numai că oprește colapsul regiunilor exterioare ale norului molecular care nu au devenit încă parte a stelei, ci, dimpotrivă, le dezgheță. Astfel, masa stelei formate este vizibil mai mică decât masa norului protostelar.
Secvența principală
Temperatura stelei crește până când în regiunile centrale atinge valori suficiente pentru a declanșa reacțiile termonucleare, care devin apoi principala sursă de energie pentru stea. Pentru stele masive ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) este „combustia” hidrogenului în ciclul carbonului; pentru stelele cu o masă egală sau mai mică decât masa Soarelui, energia este eliberată într-o reacție proton-proton. trece în stadiul de echilibru și își ia locul pe secvența principală a diagramei Hertzsprung-Russell: într-o stea de masă mare, temperatura în miez este foarte ridicată ( T ≥ 3 × 107 K ), producția de energie este foarte intensă, - pe secvența principală ocupă un loc deasupra Soarelui în regiunea timpurii ( O … A , (F )); într-o stea de masă mică, temperatura în miez este relativ scăzută ( T ≤ 1,5 × 107 K ), producția de energie nu este atât de intensă, - pe secvența principală are loc în apropierea sau sub Soare în regiunea de mai târziu (( F), G, K, M).
Petrece până la 90% din timpul alocat de natură pentru existența sa pe secvența principală. Timpul pe care îl petrece o stea în etapa secvenței principale depinde și de masă. Da, cu masa M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O sau B se află în stadiul secvenței principale de aproximativ 10 7 ani, în timp ce pitica roșie K 5 cu masa M ≈ 0,5 × M ⊙ se află în stadiul secvenței principale de aproximativ 10 11 ani, adică un timp comparabil cu vârsta Galaxiei. Stele fierbinți masive trec rapid în următoarele etape de evoluție, piticii reci sunt în stadiul secvenței principale tot timpul existenței Galaxiei. Se poate presupune că piticele roșii sunt tipul principal de populație a Galaxiei.
Gigant roșu (supergigant).
Arderea rapidă a hidrogenului în regiunile centrale ale stelelor masive duce la apariția unui miez de heliu în ele. Cu o fracțiune din masa hidrogenului de câteva procente în nucleu, reacția carbonului de conversie a hidrogenului în heliu se oprește aproape complet. Miezul se contractă, ceea ce duce la o creștere a temperaturii sale. Ca urmare a încălzirii cauzate de contracția gravitațională a miezului de heliu, hidrogenul „se aprinde” și eliberarea de energie începe într-un strat subțire situat între miez și învelișul extins al stelei. Învelișul se extinde, raza stelei crește, temperatura efectivă scade și crește. „părăsește” secvența principală și trece în următoarea etapă de evoluție - în stadiul unei gigante roșii sau, dacă masa stelei M > 10 × M⊙ , în stadiul de supergigantă roșie.
Odată cu creșterea temperaturii și a densității, heliul începe să „arde” în miez. La T ~ 2 × 10 8 K și r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm 3 începe o reacție termonucleară, care se numește triplă A -proces: din trei A -particule (nuclei de heliu 4 El ) se formează un nucleu stabil de carbon 12 C. Cu masa nucleului stelei M< 1,4 × M ⊙ тройной a - procesul duce la natura explozivă a eliberării de energie - un fulger de heliu, care pentru o anumită stea poate fi repetat de multe ori.
În regiunile centrale ale stelelor masive care se află în stadiul de gigant sau supergigant, o creștere a temperaturii duce la formarea succesivă a miezurilor de carbon, carbon-oxigen și oxigen. După arderea carbonului, apar reacții, ducând la formarea de mai grele elemente chimice, eventual nuclee de fier. Evoluția ulterioară a unei stele masive poate duce la ejectarea cochiliei, o erupție a unei stele ca o Nova sau, cu formarea ulterioară a obiectelor care reprezintă etapa finală în evoluția stelelor: o pitică albă, o stea neutronă sau o stea neagră. gaură.
Etapa finală de evoluție este etapa de evoluție a tuturor stelelor normale după ce acestea și-au epuizat combustibilul termonuclear; încetarea reacțiilor termonucleare ca sursă de energie pentru stea; trecerea unei stele, în funcție de masa ei, la stadiul de pitică albă, sau de o gaură neagră.
Piticele albe sunt ultima etapă în evoluția tuturor stelelor normale cu masa M< 3 ÷ 5 × M ⊙ după epuizarea combustibilului termonuclear de către acești mi. După ce a trecut de stadiul unui gigant roșu (sau subgigant), o astfel de coajă aruncă și expune miezul, care, răcindu-se, devine o pitică albă. Raza mica (R b.c ~ 10 -2 × R ⊙ ) și alb sau albastru-alb (T b.c ~ 10 4 K) a determinat denumirea acestei clase de obiecte astronomice. Masa unei pitici albe este întotdeauna mai mică de 1,4×M⊙ - este dovedit că piticele albe cu mase mari nu pot exista. Cu o masă comparabilă cu cea a Soarelui și dimensiuni comparabile cu cele ale planete majore sistem solar, piticele albe au un imens densitate medie: ρ b.c ~ 10 6 g / cm 3, adică o greutate de 1 cm 3 de materie pitică albă cântărește o tonă! Accelerarea căderii libere pe suprafață g b.c ~ 10 8 cm / s 2 (comparați cu accelerația de pe suprafața Pământului - g c ≈980 cm/s 2). Cu o astfel de sarcină gravitațională asupra regiunilor interioare ale stelei, starea de echilibru a piticii albe este menținută de presiunea gazului degenerat (în principal gazul de electroni degenerat, deoarece contribuția componentei ionice este mică). Amintiți-vă că un gaz se numește degenerat dacă nu există o distribuție maxwelliană a vitezei particulelor. Într-un astfel de gaz, la anumite valori de temperatură și densitate, numărul de particule (electroni) cu orice viteză în intervalul de la v = 0 la v = v max va fi același. v max este determinată de densitatea și temperatura gazului. Cu o masă pitică albă M b.c > 1,4 × M ⊙ viteza maximă a electronilor într-un gaz este comparabilă cu viteza luminii, gazul degenerat devine relativist și presiunea lui nu mai este capabilă să reziste compresiei gravitaționale. Raza piticului tinde spre zero - „se prăbușește” într-un punct.
Atmosferele subțiri și fierbinți ale piticelor albe sunt fie compuse din hidrogen, practic fără alte elemente găsite în atmosferă; sau din heliu, în timp ce în atmosferă există sute de mii de ori mai puțin hidrogen decât în atmosfera stelelor normale. După tipul de spectru, piticele albe aparțin claselor spectrale O, B, A, F. Pentru a „distinge” piticele albe de stelele normale, litera D este plasată în fața denumirii (DOVII, DBVII etc. D este prima literă în cuvânt englezesc Degenerat - degenerat). Sursa de radiație a unei pitice albe este furnizarea de energie termică pe care pitica albă a primit-o în timp ce era nucleul stelei părinte. Multe pitice albe au moștenit de la părintele lor un câmp magnetic puternic, a cărui putere H ~ 10 8 E. Se crede că numărul piticelor albe este de aproximativ 10% din numărul total de stele din Galaxie.
Pe fig. 15 este o fotografie a lui Sirius - cea mai strălucitoare stea cerul (α Caine mare; m v = -1 m ,46; clasa A1V). Discul vizibil în imagine este rezultatul iradierii fotografice și al difracției luminii pe lentila telescopului, adică discul stelei în sine nu este rezolvat în fotografie. Razele provenite de pe discul fotografic al lui Sirius sunt urme ale distorsiunii frontului de undă a fluxului luminos asupra elementelor opticei telescopului. Sirius este situat la o distanță de 2,64 de Soare, lumina de la Sirius durează 8,6 ani pentru a ajunge pe Pământ - astfel, este una dintre stele cele mai apropiate de Soare. Sirius este de 2,2 ori mai masiv decât Soarele; M al lui v = +1 m ,43, adică vecinul nostru radiază de 23 de ori mai multă energie decât Soarele.
Figura 15.Unicitatea fotografiei constă în faptul că, împreună cu imaginea lui Sirius, a fost posibilă obținerea unei imagini a satelitului său - satelitul „luminează” cu un punct luminos în stânga lui Sirius. Sirius - telescopic: Sirius însuși este notat cu litera A, iar satelitul său cu litera B. Mărimea aparentă a lui Sirius B m v \u003d +8 m,43, adică este de aproape 10.000 de ori mai slab decât Sirius A. Masa lui Sirius B este aproape exact egală cu masa Soarelui, raza este de aproximativ 0,01 din raza Soarelui, temperatura suprafeței este de aproximativ 12000K, dar Sirius B radiază de 400 de ori mai puțin decât Soarele. Sirius B este o pitică albă tipică. Mai mult, aceasta este prima pitică albă descoperită, de altfel, de Alven Clark în 1862 în timpul observației vizuale cu telescopul.
Sirius A și Sirius B se învârt în comun cu o perioadă de 50 de ani; distanța dintre componentele A și B este de numai 20 UA.
Potrivit remarcii potrivite a lui V.M. Lipunov, „se „coc” în interiorul stelelor masive (cu o masă mai mare de 10×M⊙ )”. Nucleele stelelor care evoluează într-o stea neutronică au 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; după ce sursele de reacții termonucleare se epuizează și părintele ejectează o parte semnificativă a materiei cu o fulgerare, aceste nuclee vor deveni obiecte independente ale lumii stelare cu caracteristici foarte specifice. Comprimarea nucleului stelei părinte se oprește la o densitate comparabilă cu cea nucleară (ρ n. h ~ 10 14 h 10 15 g/cm3). Cu o astfel de masă și densitate, raza celor născuți numai 10 este formată din trei straturi. Stratul exterior (sau cortexul exterior) este format din rețea cristalină din nuclee atomice fier ( Fe ) cu un posibil amestec mic de nuclee atomice ale altor metale; grosimea crustei exterioare este de numai aproximativ 600 m cu o rază de 10 km. Sub crusta exterioară se află o altă crustă interioară tare compusă din atomi de fier ( Fe ), dar acești atomi sunt supraîmbogățiți cu neutroni. Grosimea acestei scoarțe≈ 2 km. Crusta interioară se învecinează cu miezul neutronului lichid, procesele fizice în care sunt determinate de proprietățile remarcabile ale lichidului neutronic - superfluiditatea și, în prezența electronilor și protonilor liberi, supraconductivitatea. Este posibil ca chiar în centru materia să conțină mezoni și hiperoni.
Se rotesc rapid în jurul unei axe - de la una la sute de rotații pe secundă. O astfel de rotație în prezența unui câmp magnetic ( H ~ 10 13 h 10 15 Oe) duce adesea la efectul observat de pulsație a radiației stelei în diferite intervale undele electromagnetice. Am văzut unul dintre acești pulsari în interiorul Nebuloasei Crabului.
Numărul total viteza de rotație este deja insuficientă pentru ejectarea particulelor, așa că acesta nu poate fi un radio pulsar. Cu toate acestea, este încă mare și capturat camp magnetic steaua neutronică din jur nu poate cădea, adică nu are loc acumularea de materie.
Accretor (pulsar cu raze X). Viteza de rotație este redusă într-o asemenea măsură încât acum nimic nu împiedică materia să cadă pe o astfel de stea neutronică. Plasma, căzând, se mișcă de-a lungul liniilor câmpului magnetic și lovește o suprafață solidă din regiunea polilor, încălzindu-se până la zeci de milioane de grade. O substanță încălzită la temperaturi atât de ridicate strălucește în intervalul de raze X. Zona în care materia care se oprește cu suprafața stelei este foarte mică - doar aproximativ 100 de metri. Acest punct fierbinte, din cauza rotației stelei, dispare periodic din vedere, pe care observatorul îl percepe ca pulsații. Astfel de obiecte se numesc pulsari cu raze X.
Georotator. Viteza de rotație a unor astfel de stele neutronice este scăzută și nu împiedică acumularea. Dar dimensiunile magnetosferei sunt astfel încât plasma este oprită de câmpul magnetic înainte de a fi captată de gravitație.
Dacă este o componentă a unui sistem binar apropiat, atunci există un „transfer” de materie de la o stea normală (a doua componentă) la una neutronică. Masa poate depăși pe cea critică (M > 3×M⊙ ), atunci stabilitatea gravitațională a stelei este încălcată, nimic nu poate rezista contracției gravitaționale și „frunze” sub raza sa gravitațională
r g = 2 × G × M/c 2 , (40)
transformându-se într-o gaură neagră. În formula de mai sus pentru r g: M este masa stelei, c este viteza luminii, G este constanta gravitațională.
O gaură neagră este un obiect al cărui câmp gravitațional este atât de mare încât nici o particulă, nici un foton, nici un corp material nu poate ajunge la a doua. viteza spatialași evadează în spațiul cosmic.
O gaură neagră este un obiect singular în sensul că natura proceselor fizice din interiorul acesteia este încă inaccesibilă unei descrieri teoretice. Existența găurilor negre decurge din considerente teoretice, în realitate acestea putând fi localizate în regiunile centrale ale clusterelor globulare, quasari, galaxii gigantice, inclusiv centrul galaxiei noastre.
Prima parte ASPECT ASTRONOMIC AL PROBLEMEI
4. Evoluția stelelor Astronomia modernă are un număr mare de argumente în favoarea afirmației conform căreia stelele se formează prin condensarea norilor de gaz și praf din mediul interstelar. Procesul de formare a stelelor din acest mediu continuă în prezent. Clarificarea acestei circumstanțe este una dintre cele mai mari realizări ale astronomiei moderne. Până de curând, se credea că toate stelele s-au format aproape simultan cu multe miliarde de ani în urmă. Prăbușirea acestor idei metafizice a fost facilitată, în primul rând, de progresul astronomiei observaționale și de dezvoltarea teoriei structurii și evoluției stelelor. Drept urmare, a devenit clar că multe dintre stelele observate sunt obiecte relativ tinere, iar unele dintre ele au apărut când exista deja o persoană pe Pământ. Un argument important în favoarea concluziei că stelele se formează din mediul interstelar de gaz și praf este localizarea unor grupuri de stele evident tinere (așa-numitele „asocieri”) în brațele spirale ale Galaxiei. Cert este că, conform observațiilor radioastronomice, gazul interstelar este concentrat în principal în brațele spirale ale galaxiilor. În special, acesta este cazul și în Galaxia noastră. Mai mult, din „imagini radio” detaliate ale unor galaxii apropiate de noi, rezultă că cea mai mare densitate de gaz interstelar se observă la marginile interioare (în raport cu centrul galaxiei corespunzătoare) ale spiralei, ceea ce găsește o explicație naturală. , asupra cărora nu ne putem opri aici detaliile. Dar tocmai în aceste părți ale spiralelor sunt folosite metodele astronomiei optice pentru a observa „zonele HII”, adică nori de gaz interstelar ionizat. În cap. 3 s-a spus deja că singurul motiv al ionizării unor astfel de nori poate fi radiația ultravioletă a stelelor fierbinți masive - în mod evident obiecte tinere (vezi mai jos). În centrul problemei evoluției stelelor este problema surselor de energie a acestora. Într-adevăr, de unde provine, de exemplu, cantitatea uriașă de energie necesară pentru a menține radiația solară la aproximativ nivelul observat timp de câteva miliarde de ani? În fiecare secundă Soarele emite 4x10 33 ergi, iar timp de 3 miliarde de ani a radiat 4x10 50 ergi. Nu există nicio îndoială că vârsta Soarelui este de aproximativ 5 miliarde de ani. Aceasta rezultă cel puțin din estimările moderne ale vârstei Pământului prin diferite metode radioactive. Este puțin probabil ca Soarele să fie „mai tânăr” decât Pământul. În secolul trecut și la începutul acestui secol s-au propus diverse ipoteze despre natura surselor de energie ale Soarelui și stelelor. Unii oameni de știință, de exemplu, credeau că sursa de energie solară este căderea continuă a meteoroizilor pe suprafața sa, alții căutau o sursă în comprimarea continuă a Soarelui. Energia potențială eliberată în timpul unui astfel de proces ar putea, în anumite condiții, să fie convertită în radiație. După cum vom vedea mai jos, această sursă poate fi destul de eficientă într-un stadiu incipient al evoluției unei stele, dar nu poate furniza radiații de la Soare pentru timpul necesar. Progresele în fizica nucleară au făcut posibilă rezolvarea problemei surselor de energie stelară încă de la sfârșitul anilor treizeci ai secolului nostru. Aceste surse sunt termice reactii nucleare fuziunea care are loc în adâncurile stelelor la o temperatură foarte ridicată care predomină acolo (de ordinul a zece milioane Kelvin). Ca urmare a acestor reacții, a căror viteză depinde puternic de temperatură, protonii sunt transformați în nuclee de heliu, iar energia eliberată „se scurge” încet prin interioarele stelelor și, în cele din urmă, transformată semnificativ, este radiată în spațiul mondial. Aceasta este o sursă excepțional de puternică. Dacă presupunem că inițial Soarele era format doar din hidrogen, care, ca urmare a reacțiilor termonucleare, s-a transformat complet în heliu, atunci cantitatea de energie eliberată va fi de aproximativ 10 52 erg. Astfel, pentru a menține radiația la nivelul observat timp de miliarde de ani, este suficient ca Soarele să „utilizeze” nu mai mult de 10% din rezerva sa inițială de hidrogen. Acum putem prezenta o imagine a evoluției unei stele, după cum urmează. Din anumite motive (mai multe dintre ele pot fi specificate), un nor de gaz interstelar și mediu de praf a început să se condenseze. Destul de curând (desigur, la scară astronomică!) Sub influența forțelor gravitaționale universale, din acest nor se formează o minge de gaz relativ densă, opac. Strict vorbind, această minge nu poate fi încă numită stea, deoarece în regiunile sale centrale temperatura este insuficientă pentru a începe reacțiile termonucleare. Presiunea gazului din interiorul mingii nu este încă capabilă să echilibreze forțele de atracție ale părților sale individuale, așa că va fi comprimat continuu. Unii astronomi obișnuiau să creadă că astfel de „protostele” sunt observate în nebuloase individuale sub formă de formațiuni compacte foarte întunecate, așa-numitele globule (Fig. 12). Progresele în radioastronomie ne-au forțat însă să renunțăm la acest punct de vedere destul de naiv (vezi mai jos). De obicei, nu se formează o singură protostea în același timp, ci un grup mai mult sau mai puțin numeros dintre ele. În viitor, aceste grupuri devin asociații și clustere stelare, bine cunoscute astronomilor. Este foarte probabil ca în această etapă foarte timpurie a evoluției unei stele să se formeze în jurul ei aglomerări cu o masă mai mică, care apoi se transformă treptat în planete (vezi cap. 9).Orez. 12. Globuli într-o nebuloasă de difuzie
Când o protostea se contractă, temperatura acesteia crește și o parte semnificativă din energia potențială eliberată este radiată în spațiul înconjurător. Deoarece dimensiunile sferei gazoase contractante sunt foarte mari, radiația de la o unitate a suprafeței sale va fi neglijabilă. Deoarece fluxul de radiație de la o unitate de suprafață este proporțional cu a patra putere a temperaturii (legea Stefan-Boltzmann), temperatura straturilor de suprafață ale stelei este relativ scăzută, în timp ce luminozitatea sa este aproape aceeași cu cea a unei stele obișnuite. cu aceeași masă. Prin urmare, pe diagrama „spectru - luminozitate”, astfel de stele vor fi situate în dreapta secvenței principale, adică vor cădea în regiunea giganților roșii sau a piticelor roșii, în funcție de valorile maselor lor inițiale. În viitor, protostarul continuă să se micșoreze. Dimensiunile sale devin mai mici, iar temperatura suprafeței crește, drept urmare spectrul devine din ce în ce mai „devreme”. Astfel, deplasându-se de-a lungul diagramei „spectru - luminozitate”, protostea „se așează” destul de repede pe secvența principală. În această perioadă, temperatura interiorului stelar este deja suficientă pentru ca acolo să înceapă reacțiile termonucleare. În același timp, presiunea gazului din interiorul viitoarei stele echilibrează atracția și bila de gaz încetează să se mai micșoreze. Protostarul devine o stea. Este nevoie de relativ puțin timp pentru ca protostele să treacă prin această etapă foarte timpurie a evoluției lor. Dacă, de exemplu, masa protostelei este mai mare decât masa solară, sunt necesare doar câteva milioane de ani; dacă este mai mică, câteva sute de milioane de ani. Deoarece timpul de evoluție al protostelelor este relativ scurt, această fază timpurie a dezvoltării unei stele este dificil de detectat. Cu toate acestea, stele în această etapă, aparent, sunt observate. Adică foarte vedete interesante Taur de tip T, de obicei scufundat în nebuloase întunecate. În 1966, în mod destul de neașteptat, a devenit posibilă observarea protostelelor în stadiile incipiente ale evoluției lor. Am menționat deja în al treilea capitol al acestei cărți descoperirea prin radioastronomie a unui număr de molecule în mediul interstelar, în primul rând hidroxil OH și vapori de apă H2O. Mare a fost surpriza radioastronomilor când, la sondarea cerului la o lungime de undă de 18 cm, corespunzătoare liniei radio OH, au fost descoperite surse luminoase, extrem de compacte (adică având dimensiuni unghiulare mici). Acest lucru a fost atât de neașteptat încât la început au refuzat chiar să creadă că astfel de linii radio luminoase ar putea aparține unei molecule de hidroxil. S-a emis ipoteza că aceste linii aparțineau unei substanțe necunoscute, căreia i s-a dat imediat numele „corespunzător” „mysterium”. Cu toate acestea, „mysterium” a împărtășit foarte curând soarta „fraților” săi optici - „nebulium” și „coronia”. Faptul este că, timp de multe decenii, liniile luminoase ale nebuloaselor și ale coroanei solare nu au putut fi identificate cu nicio linii spectrale cunoscute. Prin urmare, acestea au fost atribuite anumitor elemente ipotetice, necunoscute pe pământ - „nebulium” și „coronia”. Să nu zâmbim condescendent ignoranței astronomilor de la începutul secolului nostru: până la urmă, atunci nu exista nicio teorie a atomului! Dezvoltarea fizicii nu a lăsat loc pentru „cerești” exotice în sistemul periodic al lui Mendeleev: în 1927, „nebulium” a fost dezmințit, ale cărui linii au fost identificate cu deplină fiabilitate cu liniile „interzise” de oxigen și azot ionizat, iar în 1939 -1941. . s-a demonstrat în mod convingător că liniile misterioase „coroniu” aparțin atomilor ionizați multiplicați de fier, nichel și calciu. Dacă a fost nevoie de zeci de ani pentru a „demonta” „nebuliul” și „codoniul”, atunci în câteva săptămâni de la descoperire a devenit clar că liniile de „misteriu” aparțin hidroxilului obișnuit, dar numai în condiții neobișnuite. Observații ulterioare, în primul rând, au relevat faptul că sursele „misterului” au dimensiuni unghiulare extrem de mici. Acest lucru a fost arătat cu ajutorul noului de atunci, foarte metoda eficienta un studiu numit „interferometrie radio de bază foarte lungă”. Esența metodei se reduce la observarea simultană a surselor pe două radiotelescoape separate unul de celălalt la o distanță de câteva mii de km. După cum se dovedește, rezoluția unghiulară în acest caz este determinată de raportul dintre lungimea de undă și distanța dintre radiotelescoape. În cazul nostru, această valoare poate fi ~3x10 -8 rad sau câteva miimi de secundă de arc! Rețineți că în astronomia optică o astfel de rezoluție unghiulară este încă complet de neatins. Aceste observații au arătat că există macar trei clase de surse „mysterium”. Vom fi interesați de sursele de clasa 1 aici. Toate acestea sunt situate în interiorul nebuloaselor ionizate gazoase, de exemplu, în celebra Nebuloasă Orion. După cum am menționat deja, dimensiunile lor sunt extrem de mici, de multe mii de ori mai mici decât dimensiunile nebuloasei. Cel mai interesant este că au o structură spațială complexă. Luați în considerare, de exemplu, o sursă situată într-o nebuloasă numită W3.
Orez. 13. Profilele celor patru componente ale liniei hidroxil
Pe fig. Figura 13 prezintă profilul liniei OH emisă de această sursă. După cum puteți vedea, constă din un numar mare linii luminoase înguste. Fiecare linie corespunde unei anumite viteze de mișcare de-a lungul liniei de vedere a norului care emite această linie. Valoarea acestei viteze este determinată de efectul Doppler. Diferența de viteze (de-a lungul liniei de vedere) între diferiți nori ajunge la ~10 km/s. Observațiile interferometrice menționate mai sus au arătat că norii care emit fiecare linie nu coincid spațial. Imaginea este următoarea: într-o regiune de aproximativ 1,5 secunde în dimensiune, arcurile se mișcă cu viteze diferite aproximativ 10 nori compacti. Fiecare nor emite o linie specifică (după frecvență). Dimensiunile unghiulare ale norilor sunt foarte mici, de ordinul a câteva miimi de secundă de arc. Deoarece distanța până la nebuloasa W3 este cunoscută (aproximativ 2000 pc), dimensiunile unghiulare pot fi ușor convertite în unele liniare. Se pare că dimensiunile liniare ale regiunii în care se mișcă norii sunt de ordinul a 10 -2 pc, iar dimensiunile fiecărui nor sunt doar cu un ordin de mărime mai mari decât distanța de la Pământ la Soare. Apar întrebări: ce sunt acești nori și de ce radiază atât de puternic în liniile radio hidroxil? La a doua întrebare s-a răspuns destul de repede. S-a dovedit că mecanismul de emisie este destul de similar cu cel observat la masere și lasere de laborator. Deci, sursele „misterului” sunt masere cosmice gigantice, naturale, care operează pe un val al liniei hidroxil, a cărui lungime este de 18 cm. . După cum se știe, amplificarea radiației în linii datorită acestui efect este posibilă atunci când mediul în care se propagă radiația este „activat” într-un fel. Aceasta înseamnă că o sursă „exterioară” de energie (așa-numita „pompare”) face ca concentrația de atomi sau molecule la nivelul inițial (superior) să fie anormal de mare. Un maser sau un laser nu este posibil fără o „pompă” permanentă. Problema naturii mecanismului de „pompare” pentru maserii cosmici nu a fost încă rezolvată definitiv. Cu toate acestea, cel mai probabil "pomparea" este suficient de puternică Radiatii infrarosii. Un alt mecanism posibil de „pompare” poate fi o reacție chimică. Merită să întrerupem povestea noastră despre maserii cosmici pentru a lua în considerare fenomenele uimitoare pe care le întâlnesc astronomii în spațiu. Una dintre cele mai mari invenții tehnice ale epocii noastre tulburi, care joacă un rol semnificativ în revoluția științifică și tehnologică pe care o trăim acum, se realizează cu ușurință în condiții naturale și, în plus, la scară enormă! Fluxul de emisie radio de la unele masere cosmice este atât de mare încât ar fi putut fi detectat chiar și la nivelul tehnic al radioastronomiei în urmă cu 35 de ani, adică chiar înainte de inventarea maserelor și laserelor! Pentru a face acest lucru, a fost necesar „doar” să cunoaștem lungimea de undă exactă a legăturii radio OH și să devină interesat de problemă. Apropo, acesta nu este primul caz în care cele mai importante probleme științifice și tehnice cu care se confruntă omenirea sunt realizate în condiții naturale. Reacțiile termonucleare care susțin radiația Soarelui și a stelelor (vezi mai jos) au stimulat dezvoltarea și implementarea proiectelor de obținere a „combustibilului” nuclear pe Pământ, care ar trebui să rezolve toate problemele noastre energetice în viitor. Din păcate, suntem încă departe de a rezolva această problemă. cea mai importantă sarcină, pe care natura a hotărât „cu ușurință”. În urmă cu un secol și jumătate, Fresnel, fondatorul teoriei ondulatorii a luminii, remarca (cu altă ocazie, bineînțeles): „Natura râde de dificultățile noastre”. După cum puteți vedea, remarca lui Fresnel este și mai adevărată astăzi. Să revenim, totuși, la maserii cosmici. Deși mecanismul de „pompare” a acestor masere nu este încă pe deplin clar, încă se poate face o idee aproximativă a condițiilor fizice din nori care emit linia de 18 cm de către mecanismul maser. În primul rând, se dovedește că acestea norii sunt destul de denși: într-un centimetru cub sunt cel puțin 10 8 -10 9 particule, iar o parte semnificativă (și poate o mare) dintre ele sunt molecule. Este puțin probabil ca temperatura să depășească două mii Kelvin, cel mai probabil este de aproximativ 1000 Kelvin. Aceste proprietăți diferă mult de cele ale celor mai denși nori de gaz interstelar. Având în vedere dimensiunea încă relativ mică a norilor, ajungem involuntar la concluzia că ei seamănă mai degrabă cu atmosferele extinse, destul de reci, ale stelelor supergigant. Este foarte probabil ca acești nori să nu fie altceva decât o etapă incipientă în dezvoltarea protostelelor, imediat după condensarea lor din mediul interstelar. Alte fapte vorbesc în favoarea acestei afirmații (pe care autorul acestei cărți a făcut-o încă din 1966). În nebuloasele în care se observă masere cosmice, sunt vizibile stele tinere fierbinți (vezi mai jos). În consecință, procesul de formare a stelelor s-a încheiat recent acolo și, cel mai probabil, continuă și în prezent. Poate cel mai curios lucru este că, după cum arată observațiile radioastronomice, maserii spațiali de acest tip sunt, parcă, „cufundați” în nori mici, foarte denși de hidrogen ionizat. Acești nori au mulți praf spațial, ceea ce le face neobservabile în domeniul optic. Astfel de „coconi” sunt ionizați de o stea tânără și fierbinte în interiorul lor. În studiul proceselor de formare a stelelor, astronomia în infraroșu s-a dovedit a fi foarte utilă. Într-adevăr, pentru razele infraroșii, absorbția interstelară a luminii nu este atât de semnificativă. Ne putem imagina acum următoarea imagine: din norul mediului interstelar, prin condensarea acestuia, se formează mai multe cheaguri greutate diferită evoluând în protostele. Rata de evoluție este diferită: pentru aglomerări mai masive va fi mai mare (vezi Tabelul 2 de mai jos). Prin urmare, cel mai masiv grup se va transforma mai întâi într-o stea fierbinte, în timp ce restul va persista mai mult sau mai puțin în stadiul de protostar. Le observăm ca surse de radiație maser în imediata apropiere a stelei fierbinți „nou-născute”, care ionizează hidrogenul „cocon” care nu s-a condensat în aglomerări. Desigur, această schemă brută va fi rafinată în viitor și, desigur, vor fi aduse modificări semnificative. Dar adevărul rămâne: s-a dovedit în mod neașteptat că de ceva timp (cel mai probabil un timp relativ scurt) protostelele nou-născute, la figurat vorbind, „țipă” despre nașterea lor, folosind cele mai recente metode de radiofizică cuantică (adică masere) ... După 2 ani de la descoperirea maserelor hidroxil cosmice (linia 18 cm) - s-a constatat că aceleași surse emit simultan (tot printr-un mecanism maser) o linie de vapori de apă, a cărei lungime de undă este de 1,35 cm. Intensitatea „apei”. "maserul este chiar mai mare decât cel al "hidroxilului". Norii care emit linia H2O, deși se află în același volum mic ca norii „hidroxil”, se mișcă cu viteze diferite și sunt mult mai compacti. Nu poate fi exclus ca în viitorul apropiat să fie descoperite și alte linii maser*. Astfel, în mod destul de neașteptat, radioastronomia a transformat problema clasică a formării stelelor într-o ramură a astronomiei observaționale**. Odată ajunsă în secvența principală și încetând să se mai micșoreze, steaua radiază mult timp practic fără să-și schimbe poziția pe diagrama „spectru - luminozitate”. Radiația sa este susținută de reacții termonucleare care au loc în regiunile centrale. Astfel, secvența principală este, așa cum ar fi, locul punctelor din diagrama „spectru - luminozitate”, unde o stea (în funcție de masa sa) poate radia timp îndelungat și în mod constant datorită reacțiilor termonucleare. Poziția unei stele pe secvența principală este determinată de masa sa. Trebuie remarcat faptul că mai există un parametru care determină poziția stelei radiante de echilibru pe diagrama „spectru-luminozitate”. Acest parametru este compoziția chimică inițială a stelei. Dacă abundența relativă a elementelor grele scade, steaua va „cădea” în diagrama de mai jos. Această împrejurare explică prezența unei secvențe de subpitici. După cum am menționat mai sus, abundența relativă a elementelor grele în aceste stele este de zece ori mai mică decât în stelele din secvența principală. Timpul de rezidență al unei stele pe secvența principală este determinat de masa sa inițială. Dacă masa este mare, radiația stelei are o putere uriașă și își consumă rapid rezervele de „combustibil” de hidrogen. De exemplu, stelele din secvența principală cu o masă de câteva zeci de ori mai mare decât masa solară (acestea sunt giganți albaștri fierbinți de tip spectral O) pot radia în mod constant în timp ce se află în această secvență doar câteva milioane de ani, în timp ce stelele cu o masă aproape de solar, sunt pe secvența principală 10-15 miliarde de ani. Tabelul de mai jos. 2, care oferă durata calculată a contracției gravitaționale și rămâne pe secvența principală pentru stele de diferite tipuri spectrale. Același tabel arată masele, razele și luminozitățile stelelor în unități solare.
masa 2
| ani | |||||
|
Clasa spectrală |
Luminozitate |
contracție gravitațională |
rămânând pe secvența principală | ||
|
G2 (soare) |
|||||
Orez. 14. Urme evolutive pentru stele de diferite mase pe diagrama „luminozitate-temperatura”.
Orez. 15. Diagrama Hertzsprung-Russell pentru clusterul stelar NGC 2254
Orez. 16. Diagrama Hertzsprung-Russell pentru clusterul globular M 3. Pe axa verticală - mărime relativă
Diagrama corespunzătoare arată în mod clar întreaga secvență principală, inclusiv partea din stânga sus, unde sunt situate stelele fierbinți masive (indicatorul de culoare - 0,2 corespunde unei temperaturi de 20 mii K, adică spectrul de clasă B). Clusterul globular M3 este un obiect „vechi”. Se vede clar că aproape nu există stele în partea superioară a secvenței principale a diagramei construite pentru acest cluster. Pe de altă parte, ramura gigant roșie a lui M 3 este foarte bogată, în timp ce NGC 2254 are foarte puține giganți roșii. Acest lucru este de înțeles: în vechiul cluster M 3, un număr mare de stele au „depărtat” deja din secvența principală, în timp ce în grupul tânăr NGC 2254 acest lucru sa întâmplat doar cu un număr mic de stele relativ masive, cu evoluție rapidă. Este de remarcat faptul că ramura gigantică pentru M 3 urcă destul de abrupt, în timp ce pentru NGC 2254 este aproape orizontală. Din punct de vedere al teoriei, acest lucru poate fi explicat prin abundența semnificativ mai scăzută a elementelor grele din M 3. Într-adevăr, în stelele clusterelor globulare (precum și în alte stele care se concentrează nu atât spre planul galactic). ca spre centrul galactic), abundența relativă a elementelor grele este nesemnificativă. Pe diagrama „indice de culoare - luminozitate” pentru M 3 este vizibilă încă o ramură aproape orizontală. Nu există nicio ramură similară în diagrama construită pentru NGC 2254. Teoria explică apariția acestei ramuri după cum urmează. După ce temperatura nucleului dens de heliu care se micșorează al unei stele - o gigantă roșie - atinge 100-150 milioane K, acolo va începe o nouă reacție nucleară. Această reacție constă în formarea unui nucleu de carbon din trei nuclee de heliu. De îndată ce începe această reacție, contracția nucleului se va opri. Ulterior, straturile de suprafață
stelele își cresc temperatura și steaua din diagrama „spectr – luminozitate” se va deplasa spre stânga. Din astfel de stele se formează a treia ramură orizontală a diagramei pentru M 3.
Orez. 17. Diagrama rezumativă Hertzsprung-Russell pentru 11 clustere de stele
Pe fig. Figura 17 prezintă schematic o diagramă sumară culoare-luminozitate pentru 11 clustere, dintre care două (M 3 și M 92) sunt globulare. Se vede clar modul în care secvențele principale „se îndoaie” la dreapta și în sus în diferite clustere în deplin acord cu conceptele teoretice care au fost deja discutate. Din fig. 17, se poate determina imediat care clustere sunt tinere și care sunt bătrâne. De exemplu, clusterul „dublu” X și h Perseus este tânăr. A „salvat” o parte semnificativă a secvenței principale. Clusterul M 41 este mai vechi, clusterul Hiade este și mai vechi, iar clusterul M 67 este foarte vechi, diagrama culoare-luminozitate pentru care este foarte asemănătoare cu diagrama similară pentru clusterele globulare M 3 și M 92. Numai ramura gigantică a clusterelor globulare este mai mare în acord cu diferențele în compoziție chimică, care au fost menționate mai devreme. Astfel, datele observaționale confirmă și fundamentează pe deplin concluziile teoriei. Ar părea greu de așteptat la o verificare observațională a teoriei proceselor din interioarele stelare, care ne sunt ascunse de o grosime uriașă a materiei stelare. Și totuși teoria de aici este controlată constant de practica observațiilor astronomice. Trebuie remarcat faptul că compilarea unui număr mare de diagrame „culoare - luminozitate” a necesitat o cantitate imensă de muncă din partea astronomilor-observatori și o îmbunătățire radicală a metodelor de observare. Pe de altă parte, succesul teoriei structurii interne și evoluției stelelor nu ar fi fost posibil fără tehnologia de calcul modernă bazată pe utilizarea calculatoarelor electronice de mare viteză. Un serviciu neprețuit teoriei a fost oferit și de cercetările din domeniul fizicii nucleare, care au făcut posibilă obținerea caracteristici cantitative acele reacții nucleare care au loc în interiorul stelar. Se poate spune fără exagerare că dezvoltarea teoriei structurii și evoluției stelelor este una dintre cele mai mari realizări ale astronomiei din a doua jumătate a secolului XX. Dezvoltarea fizicii moderne deschide posibilitatea unei verificări observaționale directe a teoriei structurii interne a stelelor și în special a Soarelui. Vorbim despre posibilitatea detectării unui flux puternic de neutrini, pe care Soarele ar trebui să-l emită dacă au loc reacții nucleare în adâncurile sale. Este bine cunoscut faptul că neutrinii interacționează extrem de slab cu ceilalți. particule elementare. Astfel, de exemplu, neutrinii pot trece aproape fără absorbție prin toată grosimea Soarelui, în timp ce razele X pot trece fără absorbție doar prin câțiva milimetri din materia interioară solară. Dacă ne imaginăm că un fascicul puternic de neutrini trece prin Soare cu energia fiecărei particule înăuntru
Viața stelelor constă din mai multe etape, trecând prin care timp de milioane și miliarde de ani luminarii se străduiesc constant pentru finalul inevitabil, transformându-se în fulgere strălucitoare sau găuri negre sumbre.
Durata de viață a unei stele de orice tip este un proces incredibil de lung și complex, însoțit de fenomene la scară cosmică. Versatilitatea sa este pur și simplu imposibil de urmărit și studiat pe deplin, chiar și folosind întregul arsenal stiinta moderna. Dar pe baza acelor cunoștințe unice acumulate și prelucrate pe întreaga perioadă a existenței astronomiei terestre, ne devin la dispoziție straturi întregi de informații valoroase. Acest lucru vă permite să legați o secvență de episoade din ciclu de viață luminarii în teorii relativ coerente și modelează dezvoltarea lor. Care sunt aceste etape?
Nu ratați aplicația interactivă vizuală „”!
Episodul I. Protostars
Calea vieții stelelor, ca toate obiectele macrocosmosului și microcosmosului, începe de la naștere. Acest eveniment își are originea în formarea unui nor incredibil de uriaș, în interiorul căruia apar primele molecule, de aceea formarea se numește moleculară. Uneori este folosit un alt termen care dezvăluie direct esența procesului - leagănul stelelor.
Numai când într-un astfel de nor, din cauza unor circumstanțe insurmontabile, are loc o comprimare extrem de rapidă a particulelor sale constitutive cu masă, adică colapsul gravitațional, viitoarea stea începe să se formeze. Motivul pentru aceasta este o creștere a energiei gravitaționale, o parte din care comprimă moleculele de gaz și încălzește norul părinte. Apoi, transparența formațiunii începe să dispară treptat, ceea ce contribuie la o încălzire și mai mare și la o creștere a presiunii în centrul acesteia. Episodul final din faza protostelară este acumularea de materie care cade pe nucleu, timp în care steaua în curs de dezvoltare crește și devine vizibilă după ce presiunea luminii emise mătură literalmente tot praful spre periferie.
Găsiți protostele în Nebuloasa Orion!
Această panoramă uriașă a Nebuloasei Orion este derivată din imagini. Această nebuloasă este unul dintre cele mai mari și mai apropiate leagăne de stele de la noi. Încercați să găsiți protostele în această nebuloasă, deoarece rezoluția acestei panorame vă permite să faceți acest lucru.
Episodul II. vedete tinere
Fomalhaut, imagine din catalogul DSS. Există încă un disc protoplanetar în jurul acestei stele.
Următoarea etapă sau ciclu din viața unei stele este perioada copilăriei sale cosmice, care, la rândul său, este împărțită în trei etape: tinerii luminari ai micii (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.
Episodul III. Perioada de glorie a căii de viață a unei stele
Soarele împușcat în linia H alfa. Steaua noastră este în plină experiență.
În mijlocul vieții lor, corpurile cosmice pot avea o mare varietate de culori, mase și dimensiuni. Paleta de culori variază de la nuanțe albăstrui la roșu, iar masa lor poate fi mult mai mică decât cea a soarelui sau o depășește de peste trei sute de ori. Secvența principală a ciclului de viață al stelelor durează aproximativ zece miliarde de ani. După aceea, hidrogenul se termină în miezul corpului cosmic. Acest moment este considerat a fi trecerea vieții obiectului la etapa următoare. Din cauza epuizării resurselor de hidrogen din miez, reacțiile termonucleare se opresc. Cu toate acestea, în perioada de comprimare nou începută a stelei, începe un colaps, ceea ce duce la apariția reacțiilor termonucleare deja cu participarea heliului. Acest proces stimulează expansiunea stelei, care este pur și simplu incredibilă ca scară. Și acum este considerat o gigantă roșie.
Episodul IV Sfârșitul existenței stelelor și moartea lor
Luminatele vechi, ca și omologii lor tineri, sunt împărțite în mai multe tipuri: stele de masă mică, de dimensiuni medii, supermasive și. În ceea ce privește obiectele cu o masă mică, este încă imposibil de spus cu exactitate ce procese au loc cu ele în ultimele etape ale existenței. Toate astfel de fenomene sunt descrise ipotetic folosind simulări computerizate și nu se bazează pe observații atente ale acestora. După arderea finală a carbonului și a oxigenului, învelișul atmosferic al stelei crește, iar componenta sa gazoasă se pierde rapid. La sfârșitul drumului lor evolutiv, luminarii sunt comprimați în mod repetat, în timp ce densitatea lor, dimpotrivă, crește semnificativ. O astfel de stea este considerată a fi o pitică albă. Apoi, în faza sa de viață, urmează perioada unei supergigante roșii. Ultima din ciclul de viață al unei stele este transformarea acesteia, ca urmare a unei compresii foarte puternice, într-o stea neutronică. Cu toate acestea, nu toate astfel de corpuri cosmice devin astfel. Unele, cel mai adesea cele mai mari din punct de vedere al parametrilor (mai mult de 20-30 de mase solare), trec în categoria găurilor negre ca urmare a prăbușirii.
Fapte interesante din ciclurile de viață ale stelelor
Una dintre cele mai ciudate și remarcabile informații din viața stelară a cosmosului este că marea majoritate a luminarilor de la noi se află în stadiul de pitice roșii. Astfel de obiecte au o masă mult mai mică decât cea a Soarelui.
De asemenea, este destul de interesant faptul că atracția magnetică a stelelor neutronice este de miliarde de ori mai mare decât radiația similară a corpului pământesc.
Efectul masei asupra unei stele
Un alt fapt nu mai puțin distractiv este durata existenței celor mai mari tipuri de stele cunoscute. Datorită faptului că masa lor este capabilă să fie de sute de ori mai mare decât masa solară, eliberarea lor de energie este, de asemenea, de multe ori mai mare, uneori chiar de milioane de ori. În consecință, durata lor de viață este mult mai scurtă. În unele cazuri, existența lor se încadrează în doar câteva milioane de ani, față de miliardele de ani din viața stelelor cu o masă mică.
Un fapt interesant este, de asemenea, opusul găurilor negre față de piticele albe. Este de remarcat faptul că primele apar din cele mai gigantice stele din punct de vedere al masei, iar cele din urmă, dimpotrivă, din cele mai mici.
În Univers există un număr imens de fenomene unice despre care se poate vorbi la nesfârșit, deoarece cosmosul este extrem de prost studiat și explorat. Toate cunoștințele umane despre stele și ciclurile lor de viață, pe care le are știința modernă, sunt obținute în principal din observații și calcule teoretice. Astfel de fenomene și obiecte puțin studiate dau naștere la muncă constantă pentru mii de cercetători și oameni de știință: astronomi, fizicieni, matematicieni, chimiști. Datorită muncii lor continue, aceste cunoștințe se acumulează, se completează și se schimbă în mod constant, devenind astfel mai precise, fiabile și cuprinzătoare.
Salutare dragi cititori! Aș vrea să vorbesc despre frumosul cer al nopții. De ce despre noapte? Tu intrebi. Deoarece stelele sunt clar vizibile pe ea, aceste mici puncte frumoase luminoase pe fundalul negru și 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, ce fel de viață au 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 mare parte 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 de la început până la sfârșit, nici măcar una dintre ele. Dar, pe de altă parte, au posibilitatea de a observa diferite etape ale dezvoltării stelelor.
Oamenii de știință au combinat datele obținute și au reușit să urmărească etapele de viață ale stelelor tipice: momentul nașterii unei stele într-un nor interstelar, tinerețea, vârsta mijlocie, bătrânețea și uneori moartea foarte spectaculoasă.
Nașterea unei stele.
Apariția unei stele începe cu compactarea materiei în interiorul nebuloasei. Treptat, sigiliul format scade în dimensiune, micșorându-se sub influența gravitației. In timpul acestei contractii, 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 sunt maxime. Când temperatura atinge aproximativ 10.000.000°C, în gaz încep să aibă loc reacții termonucleare.
Nucleele atomilor de hidrogen încep să se combine și să se transforme în nuclee ale atomilor de heliu. În această sinteză, se eliberează o cantitate imensă de energie. Această energie, în procesul de convecție, este transferată în stratul de suprafață, iar apoi, sub formă de lumină și căldură, este radiată în spațiu. În acest fel, protostea se transformă într-o stea adevărată.
Radiația care vine 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, având o masă mică, nu se încălzesc niciodată la temperaturile necesare pentru a începe 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 o lumină gălbuie. A făcut parte din secvența principală de stele timp de 5 miliarde de ani.
„Combustibilul” cu 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 nucleu nu mai este suficientă pentru a echilibra colapsul gravitațional al nucleului.
Dar energia care este eliberată în acest caz este suficientă pentru a încălzi materia înconjurătoare. În acest înveliș, începe sinteza nucleelor de hidrogen, se eliberează mai multă energie.
Steaua începe să strălucească mai strălucitor, dar acum cu o lumină roșiatică și, în același timp, se extinde, mărind de zece ori. Acum o astfel de stea numit uriaș roșu.
Miezul unui gigant roșu se micșorează, iar temperatura crește la 100.000.000 °C sau mai mult. Aici are loc reacția de fuziune a nucleului de heliu, transformându-l în carbon. Datorită energiei care este eliberată în acest caz, 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 aproape la dimensiune. Energia care este eliberată în acest caz este suficientă pentru ca steaua să o facă (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 evoluează stelele de dimensiunea 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 sa la 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. În el au loc reacții de fuziune a carbonului, care se transformă în elemente mai grele, inclusiv fier.
Steaua, sub acțiunea energiei eliberate, se extinde la dimensiuni care sunt de sute de ori mai mari decât dimensiunea sa inițială. O vedetă în această etapă numit supergigant .
În miez, procesul de producere a energiei 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 ejectează o parte semnificativă a acesteia în spațiul cosmic prin forța unei explozii, provocând un fenomen cunoscut sub numele de explozie de supernova .
Pentru o mai bună reprezentare a tot ceea ce este scris, luați în considerare ciclul de evoluție al stelelor din diagramă
În februarie 1987, o erupție similară a fost observată într-o galaxie din apropiere, Marele Nor Magellanic. Această supernova pentru o scurtă perioadă de timp a strălucit mai puternic decât un trilion de sori.
Miezul supergigantului este comprimat 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.
Ca rezultat, se creează un câmp electromagnetic puternic care emite unde radio și alte tipuri de radiații. Ele se răspândesc din polii magnetici ai stelei sub formă de fascicule.
Aceste raze, din cauza rotației stelei în jurul axei sale, par să scaneze spațiul cosmic. Când zboară pe lângă telescoapele noastre radio, le percepem ca rafale scurte sau impulsuri. Prin urmare, astfel de stele sunt numite 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 la o frecvență de 30 de ori pe secundă.
Pulsurile altor pulsari se repetă mult mai des: PIR (sursă pulsatorie de emisie radio) 1937+21 clipește de 642 de ori pe secundă. E greu de imaginat!
Stelele care au cea mai mare masă, de zece ori mai mare decât masa Soarelui, ard și ele ca supernove. Dar din cauza masei uriașe, prăbușirea lor este mult mai catastrofală.
Contracția 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, evoluția marilor stele este înfricoșătoare și foarte periculoasă.
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 iubesc și sunt foarte interesat de spațiu și de 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.
Studiul evoluției stelelor este imposibil prin observarea unei singure stele - multe schimbări în stele au loc prea încet pentru a fi observate chiar și după multe secole. Prin urmare, oamenii de știință studiază multe stele, fiecare dintre ele se află într-un anumit stadiu al ciclului său de viață. În ultimele decenii, modelarea structurii stelelor folosind tehnologia computerizată a devenit larg răspândită în astrofizică.
YouTube enciclopedic
1 / 5
✪ Stele și evoluția stelară (spune astrofizicianul Serghei Popov)
✪ Stele și evoluția stelară (povestit de Sergey Popov și Ilgonis Vilks)
✪ Evoluția stelelor. Evoluția gigantului albastru în 3 minute
✪ Surdin V.G. Evoluția stelelor partea 1
✪ S. A. Lamzin - „Star Evolution”
Subtitrări
Fuziunea termonucleară în interiorul stelelor
vedete tinere
Procesul de formare a stelelor poate fi descris într-un mod unitar, dar etapele ulterioare ale evoluției unei stele depind aproape în întregime de masa sa și doar la sfârșitul evoluției stelei poate juca un rol compoziția sa chimică.
Stele tinere de masă mică
Stele tinere de masă mică (până la trei mase solare) [ ] , care sunt pe drumul spre secvența principală , sunt complet convective, - procesul de convecție acoperă întreg corpul stelei. Acestea sunt încă, de fapt, protostele, în centrele cărora reacțiile nucleare abia încep, iar toată radiația se produce în principal din cauza compresiei gravitaționale. Până la stabilirea echilibrului hidrostatic, luminozitatea stelei scade la o temperatură efectivă constantă. În diagrama Hertzsprung-Russell, astfel de stele formează o cale aproape verticală, numită calea Hayashi. Pe măsură ce contracția încetinește, tânăra vedetă se apropie de secvența principală. Obiectele de acest tip sunt asociate cu stele de tip T Taur.
În acest moment, în stelele cu o masă mai mare de 0,8 mase solare, nucleul devine transparent la radiații, iar transferul de energie radiativă în nucleu devine predominant, deoarece convecția este din ce în ce mai împiedicată de compactarea tot mai mare a materiei stelare. În straturile exterioare ale corpului stelar predomină transferul de energie convectivă.
Nu se știe cu certitudine ce caracteristici au stelele cu masă mai mică în momentul în care ajung în secvența principală, deoarece timpul petrecut în categoria tânără depășește vârsta Universului [ ] . Toate ideile despre evoluția acestor stele se bazează doar pe calcule numerice și modelări matematice.
Pe măsură ce steaua se contractă, presiunea gazului electron degenerat începe să crească, iar când este atinsă o anumită rază a stelei, contracția se oprește, ceea ce duce la oprirea creșterii ulterioare a temperaturii în miezul stelei cauzată de contracție, si apoi la scaderea lui. Pentru stelele cu mase solare mai mici de 0,0767, acest lucru nu se întâmplă: energia eliberată în timpul reacțiilor nucleare nu va fi niciodată suficientă pentru a echilibra presiunea internă și contracția gravitațională. Astfel de „stele subterane” radiază mai multă energie decât este produsă în procesul reacțiilor termonucleare și aparțin așa-numitelor pitice brune. Soarta lor este contracția constantă până când presiunea gazului degenerat o oprește și apoi răcirea treptată cu încetarea tuturor reacțiilor de fuziune care au început.
Stele tinere de masă intermediară
Stele tinere de masă intermediară (de la 2 la 8 mase solare) [ ] evoluează calitativ exact în același mod ca și surorile și frații lor mai mici, cu excepția faptului că nu au zone convective până la secvența principală.
Obiectele de acest tip sunt asociate cu așa-numitele. Stelele Ae\Be Herbig sunt variabile neregulate de tip spectral B-F0. Au, de asemenea, discuri și jeturi bipolare. Rata de ieșire a materiei de la suprafață, luminozitatea și temperatura efectivă sunt semnificativ mai mari decât pentru T Taur, astfel încât acestea încălzesc și împrăștie în mod eficient rămășițele norului protostelar.
Stele tinere cu o masă mai mare de 8 mase solare
Stelele cu astfel de mase au deja caracteristicile stelelor normale, deoarece au depășit toate etapele intermediare și au fost capabile să realizeze o astfel de rată de reacții nucleare care a compensat pierderea de energie prin radiație, în timp ce masa a fost acumulată pentru a atinge echilibrul hidrostatic de miezul. Pentru aceste stele, fluxul de masă și luminozitate sunt atât de mari încât nu numai că opresc colapsul gravitațional al regiunilor exterioare ale norului molecular care nu au devenit încă parte a stelei, ci, dimpotrivă, le dispersează. Astfel, masa stelei formate este vizibil mai mică decât masa norului protostelar. Cel mai probabil, aceasta explică absența stelelor cu o masă mai mare de aproximativ 300 de mase solare în galaxia noastră.
ciclul mijlociu al unei stele
Stelele vin într-o mare varietate de culori și dimensiuni. Ele variază în tipul spectral de la albastru fierbinte la roșu rece și în masă de la 0,0767 la aproximativ 300 de mase solare, conform estimărilor recente. 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. Desigur, nu este vorba despre mișcarea fizică a stelei - doar despre poziția sa pe diagrama indicată, care depinde de parametrii stelei. De fapt, mișcarea unei stele de-a lungul diagramei corespunde doar unei modificări a parametrilor stelei.
„Arderea” termonucleară a materiei reluată la un nou nivel determină o expansiune monstruoasă a stelei. Steaua „se umflă”, devenind foarte „slăbită”, iar dimensiunea ei crește de aproximativ 100 de ori. Deci, steaua devine o gigantă roșie, iar faza de ardere a heliului durează aproximativ câteva milioane de ani. Aproape toate giganții roșii sunt stele variabile.
Etape finale ale evoluției stelare
Stele vechi cu masă mică
În prezent, nu se știe cu certitudine ce se întâmplă cu stelele luminoase după epuizarea rezervei de hidrogen în interiorul lor. Întrucât vârsta universului este de 13,7 miliarde de ani, ceea ce nu este suficient pentru a epuiza rezerva de combustibil cu hidrogen în astfel de stele, teoriile actuale se bazează pe simulări computerizate ale proceselor care au loc în astfel de stele.
Unele stele pot sintetiza heliu doar în unele zone active, ceea ce provoacă instabilitatea lor și vânturile stelare puternice. În acest caz, formarea unei nebuloase planetare nu are loc, iar steaua doar se evaporă, devenind chiar mai mică decât o pitică maro [ ] .
O stea cu o masă mai mică de 0,5 masa solară nu este capabilă să transforme heliul chiar și după ce reacțiile care implică hidrogen încetează în miezul său - masa unei astfel de stele este prea mică pentru a oferi o nouă fază de compresie gravitațională într-un grad suficient pentru " aprindere" heliu. Aceste stele includ pitice roșii, cum ar fi Proxima Centauri, a căror durată de viață a secvenței principale variază de la zeci de miliarde la zeci de trilioane de ani. După terminarea reacțiilor termonucleare în nucleele lor, aceștia, răcindu-se treptat, vor continua să radieze slab în intervalele de infraroșu și microunde ale spectrului electromagnetic.
stele de dimensiuni medii
La atingere o stea de dimensiuni medii (de la 0,4 la 3,4 mase solare) [ ] din faza gigantului roșu, hidrogenul se termină în miezul său și încep reacțiile de sinteză a carbonului din heliu. Acest proces are loc la temperaturi mai ridicate și, prin urmare, fluxul de energie din miez crește și, ca urmare, straturile exterioare ale stelei încep să se extindă. Începutul sintezei carbonului marchează o nouă etapă în viața unei stele și continuă de ceva timp. Pentru o stea apropiată de dimensiunea Soarelui, acest proces poate dura aproximativ un miliard de ani.
Modificările cantității de energie radiată fac ca steaua să treacă prin perioade de instabilitate, inclusiv modificări ale dimensiunii, temperaturii suprafeței și eliberării de energie. Eliberarea de energie este deplasată către radiații de joasă frecvență. Toate acestea sunt însoțite de o pierdere tot mai mare de masă din cauza vântului stelar puternic și a pulsațiilor intense. Stelele din această fază sunt numite „stele de tip târziu” (de asemenea, „stele retrase”), Stele OH-IR sau stele asemănătoare Mira, în funcție de caracteristicile lor exacte. Gazul ejectat este relativ bogat în elemente grele produse în interiorul stelei, cum ar fi oxigenul și carbonul. Gazul formează o înveliș în expansiune și se răcește pe măsură ce se îndepărtează de stea, permițând formarea de particule și molecule de praf. Cu radiația infraroșie puternică de la steaua sursă, în astfel de învelișuri se formează condiții ideale pentru activarea maserelor cosmice.
Reacțiile de fuziune cu heliu sunt foarte sensibile la temperatură. Uneori, acest lucru duce la o mare instabilitate. Apar pulsațiile cele mai puternice, care, ca rezultat, oferă straturilor exterioare suficientă accelerație pentru a fi aruncate și transformate într-o nebuloasă planetară. În centrul unei astfel de nebuloase rămâne miezul gol al stelei, în care reacțiile termonucleare încetează și, pe măsură ce se răcește, se transformă într-o pitică albă de heliu, de regulă, având o masă de până la 0,5-0,6 solar. mase și un diametru de ordinul diametrului Pământului.
Marea majoritate a stelelor, inclusiv Soarele, își finalizează evoluția contractându-se până când presiunea electronilor degenerați echilibrează gravitația. În această stare, când dimensiunea stelei scade cu un factor de o sută și densitatea devine de un milion de ori mai mare decât cea a apei, steaua este numită pitică albă. Este lipsit de surse de energie și, răcindu-se treptat, devine o pitică neagră invizibilă.
În stelele mai masive decât Soarele, presiunea electronilor degenerați nu poate opri comprimarea ulterioară a nucleului, iar electronii încep să „preseze” în nuclee atomice, ceea ce transformă protonii în neutroni, între care nu există forță de repulsie electrostatică. O astfel de neutronizare a materiei duce la faptul că dimensiunea stelei, care acum, de fapt, este un nucleu atomic imens, este măsurată pe câțiva kilometri, iar densitatea este de 100 de milioane de ori mai mare decât densitatea apei. Un astfel de obiect se numește stea neutronică; echilibrul său este menținut prin presiunea materiei neutronice degenerate.
stele supermasive
După ce o stea cu o masă mai mare de cinci mase solare intră în stadiul unei supergigante roșii, miezul său începe să se micșoreze sub influența forțelor gravitaționale. Pe măsură ce compresia crește, temperatura și densitatea cresc și începe o nouă secvență de reacții termonucleare. În astfel de reacții se sintetizează elemente din ce în ce mai grele: heliu, carbon, oxigen, siliciu și fier, care limitează temporar prăbușirea nucleului.
Ca rezultat, pe măsură ce se formează tot mai multe elemente grele ale tabelului periodic, fierul-56 este sintetizat din siliciu. În această etapă, fuziunea termonucleară exotermă suplimentară devine imposibilă, deoarece nucleul de fier-56 are un defect de masă maximă, iar formarea de nuclee mai grele cu eliberare de energie este imposibilă. Prin urmare, atunci când nucleul de fier al unei stele atinge o anumită dimensiune, presiunea din el nu mai este capabilă să reziste la greutatea straturilor de deasupra stelei și are loc o prăbușire imediată a nucleului odată cu neutronizarea substanței sale.
Ce se întâmplă în continuare nu este încă complet clar, dar, în orice caz, procesele în desfășurare în câteva secunde duc la o explozie de supernovă de o putere incredibilă.
Jeturile puternice de neutrini și un câmp magnetic rotativ împing în afară cea mai mare parte a materialului acumulat de stea [ ] - așa-numitele elemente de ședere, inclusiv elemente de fier și mai ușoare. Materia în expansiune este bombardată de neutroni emiși din miezul stelar, captându-i și creând astfel un set de elemente mai grele decât fierul, inclusiv radioactive, până la uraniu (și posibil chiar California). Astfel, exploziile de supernove explică prezența unor elemente mai grele decât fierul în materia interstelară, dar aceasta nu este singura modalitate posibilă de formare a acestora, ceea ce, de exemplu, este demonstrat de stelele de tehnețiu.
val de explozie și jeturile de neutrini transportă materia departe de o stea pe moarte [ ] în spațiul interstelar. Ulterior, pe măsură ce se răcește și călătorește prin spațiu, acest material de supernovă se poate ciocni cu alte „resturi” spațiale și, eventual, poate participa la formarea de noi stele, planete sau sateliți.
Procesele care au loc în timpul formării unei supernove sunt încă studiate, iar până acum această problemă nu este clară. De asemenea, este în discuție momentul ce rămâne de fapt din steaua originală. Cu toate acestea, sunt luate în considerare două opțiuni: stele neutronice și găuri negre.
stele neutronice
Se știe că în unele supernove, gravitația puternică din interiorul supergigantului face ca electronii să fie absorbiți de nucleul atomic, unde ei, fuzionați cu protonii, formează neutroni. Acest proces se numește neutronizare. Forțele electromagnetice care separă nucleele din apropiere dispar. Miezul unei stele este acum o minge densă de nuclee atomice și neutroni individuali.
Astfel de stele, cunoscute sub denumirea de stele neutronice, sunt extrem de mici - nu mai mari decât un oraș important - și au densități inimaginabil de mari. Perioada lor orbitală devine extrem de scurtă pe măsură ce dimensiunea stelei scade (datorită conservării momentului unghiular). Unele stele neutronice fac 600 de rotații pe secundă. Pentru unele dintre ele, unghiul dintre vectorul de radiație și axa de rotație poate fi astfel încât Pământul să cadă în conul format de această radiație; în acest caz, este posibil să se înregistreze un impuls de radiație care se repetă la intervale de timp egale cu perioada de rotație a stelei. Astfel de stele neutronice au fost numite „pulsari” și au devenit primele stele neutronice descoperite.
Găuri negre
Nu toate stelele, după ce au trecut de faza exploziei unei supernove, devin stele neutronice. Dacă steaua are o masă suficient de mare, atunci prăbușirea unei astfel de stele va continua, iar neutronii înșiși vor începe să cadă în interior până când raza sa devine mai mică decât raza Schwarzschild. Steaua devine apoi o gaură neagră.
Existența găurilor negre a fost prezisă de teoria generală a relativității. Conform acestei teorii,
