Evoluția stelelor este modificarea în timp a caracteristicilor fizice, a structurii interne și a compoziției chimice a stelelor. Teoria modernă a evoluției stelare este capabilă să explice cursul general al dezvoltării stelare în acord satisfăcător cu datele observațiilor astronomice. Cursul evoluției unei stele depinde de masa și compoziția chimică inițială a acesteia. Stelele din prima generație s-au format din materie, a cărei compoziție a fost determinată de condițiile cosmologice (aproximativ 70% hidrogen, 30% heliu, un amestec nesemnificativ de deuteriu și litiu). În timpul evoluției stelelor de prima generație, s-au format elemente grele care au fost aruncate în spațiul interstelar ca urmare a ieșirii de materie din stele sau în timpul exploziilor stelare. Stelele din generațiile următoare s-au format din materie care conținea 3-4% elemente grele.
Nașterea unei stele este formarea unui obiect a cărui radiație este susținută de propriile sale surse de energie. Procesul de formare a stelelor continuă continuu și continuă până în zilele noastre.
Pentru a explica structura mega-lumii, cea mai importantă este interacțiunea gravitațională. În nebuloasele de gaz și praf, sub influența forțelor gravitaționale, se formează neomogenități instabile, din cauza cărora materia difuză se descompune într-o serie de condensări. Dacă astfel de condensuri persistă suficient de mult, atunci în timp se transformă în stele. Este important de menționat că procesul de naștere nu este al unei stele individuale, ci al asociațiilor stelare. Corpurile de gaze rezultate sunt atrase unele de altele, dar nu se combină neapărat într-un singur corp imens. De obicei, încep să se rotească unul față de celălalt, iar forțele centrifuge ale acestei mișcări contracarează forțele atractive care conduc la o concentrare suplimentară.
Stelele tinere sunt cele care se află încă în stadiul de compresie gravitațională inițială. Temperatura din centrul unor astfel de stele este încă insuficientă pentru ca termodinamica să aibă loc. reactii nucleare. Strălucirea stelelor apare numai datorită conversiei energiei gravitaționale în căldură. Compresia gravitațională este prima etapă în evoluția stelelor. Conduce la încălzirea zonei centrale a stelei la temperatura la care începe reacția termonucleară (10 – 15 milioane K) – transformarea hidrogenului în heliu.
Energia enormă emisă de stele rezultă din procese nucleare, care apar în interiorul stelelor. Energia generată în interiorul unei stele îi permite să emită lumină și căldură timp de milioane și miliarde de ani. Pentru prima dată, ipoteza că sursa energiei stelare este reacțiile termonucleare ale sintezei heliului din hidrogen a fost prezentată în 1920 de astrofizicianul englez A.S Eddington. În interiorul stelelor, sunt posibile două tipuri de reacții termonucleare care implică hidrogen, numite cicluri hidrogen (proton-proton) și carbon (carbon-azot). În primul caz, este necesar doar hidrogenul pentru ca reacția să aibă loc în al doilea, este necesară și prezența carbonului, servind drept catalizator; Materialul de pornire este protonii, din care se formează nuclee de heliu ca urmare a fuziunii nucleare.
Deoarece transformarea a patru protoni într-un nucleu de heliu produce doi neutrini, 1,8∙10 38 de neutrini sunt generați în fiecare secundă în adâncurile Soarelui. Neutrinii interacționează slab cu materia și au o mare putere de penetrare. După ce au trecut printr-o grosime uriașă de materie solară, neutrinii rețin toate informațiile pe care le-au primit în reacțiile termonucleare din adâncurile Soarelui. Densitatea de flux a neutrinilor solari care cad pe suprafața Pământului este de 6,6∙10 10 neutrini pe 1 cm 2 pe 1 s. Măsurarea fluxului de neutrini care cad pe Pământ face posibilă evaluarea proceselor care au loc în interiorul Soarelui.
Astfel, sursa de energie pentru majoritatea stelelor este reacțiile termonucleare cu hidrogen din zona centrală a stelei. Ca rezultat al unei reacții termonucleare, are loc un flux exterior de energie sub formă de radiație pe o gamă largă de frecvențe (lungimi de undă). Interacțiunea dintre radiație și materie are ca rezultat o stare constantă de echilibru: presiunea radiației exterioare este echilibrată de presiunea gravitației. Contracția ulterioară a stelei se oprește atâta timp cât se produce o cantitate suficientă de energie în centru. Această stare este destul de stabilă, iar dimensiunea stelei rămâne constantă. Hidrogenul este componenta principală a materiei cosmice și cel mai important tip de combustibil nuclear. Rezervele de hidrogen ale stelei durează miliarde de ani. Aceasta explică de ce stelele sunt atât de stabile perioadă lungă de timp. Până când tot hidrogenul din zona centrală se arde, proprietățile stelei se schimbă puțin.
Câmpul de ardere a hidrogenului din zona centrală a stelei formează un miez de heliu. Reacțiile cu hidrogen continuă să aibă loc, dar numai într-un strat subțire lângă suprafața miezului. Reacțiile nucleare se deplasează la periferia stelei. Structura stelei în această etapă este descrisă de modele cu o sursă de energie stratificată. Miezul ars începe să se micșoreze, iar învelișul exterior începe să se extindă. Cochilia se umflă până la dimensiuni colosale, temperatura exterioară devine scăzută. Steaua intră în scena gigantului roșu. Din acest moment, viața vedetei începe să scadă. Giganții roșii se caracterizează prin temperaturi scăzute și dimensiuni enorme (de la 10 la 1000 R c). Densitatea medie a substanței din ele nu ajunge la 0,001 g/cm 3 . Luminozitatea lor este de sute de ori mai mare decât luminozitatea Soarelui, dar temperatura este mult mai scăzută (aproximativ 3000 - 4000 K).
Se crede că Soarele nostru, atunci când trece la stadiul de gigant roșie, poate crește atât de mult încât umple orbita lui Mercur. Adevărat, Soarele va deveni o gigantă roșie în 8 miliarde de ani.
Gigantul roșu se caracterizează prin temperaturi externe scăzute, dar temperaturi interne foarte ridicate. Pe măsură ce crește, nucleele din ce în ce mai grele sunt incluse în reacțiile termonucleare. La o temperatură de 150 milioane K încep reacțiile cu heliu, care nu sunt doar o sursă de energie, dar în timpul lor se realizează sinteza elementelor chimice mai grele. După formarea carbonului în miezul de heliu al unei stele, sunt posibile următoarele reacții:
Trebuie remarcat faptul că sinteza următorului nucleu mai greu necesită energii din ce în ce mai mari. Până la formarea magneziului, tot heliul din miezul stelei este epuizat, iar pentru ca reacții nucleare ulterioare să devină posibile, steaua trebuie să se contracte din nou și să-și crească temperatura. Cu toate acestea, acest lucru nu este posibil pentru toate stelele, doar pentru cele mari a căror masă depășește masa Soarelui de mai mult de 1,4 ori (așa-numita limită Chandrasekhar). În stelele cu masă mai mică, reacțiile se termină în stadiul formării magneziului. În stelele a căror masă depășește limita Chandrasekhar, din cauza compresiei gravitaționale, temperatura crește la 2 miliarde de grade, reacțiile continuă, formând elemente mai grele - până la fier. Elementele mai grele decât fierul se formează atunci când stelele explodează.
Ca urmare a creșterii presiunii, a pulsațiilor și a altor procese, gigantul roșu pierde continuu materie, care este aruncată în spațiul interstelar sub formă de vânt stelar. Când sursele interne de energie termonucleară sunt complet epuizate, mai departe soarta a unei stele depinde de masa ei.
Cu o masă mai mică de 1,4 mase solare, steaua intră într-o stare staționară cu foarte densitate mare(sute de tone la 1 cm3). Astfel de stele se numesc pitice albe. În procesul de transformare a unei gigante roșii într-o pitică albă, o rasă își poate pierde straturile exterioare ca o coajă ușoară, expunând miezul. Carcasa de gaz strălucește puternic sub influența radiațiilor puternice de la stele. Așa se formează nebuloasele planetare. La densități mari de materie din interiorul unei pitice albe, învelișurile de electroni ale atomilor sunt distruse, iar materia stelei este o plasmă electron-nucleară, iar componenta sa electronică este un gaz de electroni degenerat. Piticele albe se află într-o stare de echilibru datorită egalității forțelor dintre gravitație (factor de compresie) și presiunea gazului degenerat din intestinele stelei (factor de expansiune). Piticile albe pot exista miliarde de ani.
Rezervele termice ale stelei se epuizează treptat, steaua se răcește încet, ceea ce este însoțit de ejecții ale învelișului stelar în spațiul interstelar. Steaua își schimbă treptat culoarea de la alb la galben, apoi la roșu, iar în cele din urmă încetează să mai emită, devenind un mic obiect fără viață, o stea rece moartă, a cărei dimensiune este mai mică decât dimensiunea Pământului, iar masa sa este comparabilă. la masa Soarelui. Densitatea unei astfel de stele este de miliarde de ori mai mare decât densitatea apei. Astfel de stele sunt numite pitici negre. Așa își termină existența majoritatea stelelor.
Când masa stelei este mai mare de 1,4 mase solare, starea staționară a stelei fără surse interne de energie devine imposibilă, deoarece presiunea din interiorul stelei nu poate echilibra forța gravitației. Începe colapsul gravitațional - comprimarea materiei spre centrul stelei sub influența forțelor gravitaționale.
Dacă respingerea particulelor și alte motive opresc colapsul, atunci are loc o explozie puternică - o explozie de supernovă cu ejectarea unei părți semnificative a materiei în spațiul înconjurător și formarea de nebuloase de gaz. Denumirea a fost propusă de F. Zwicky în 1934. O explozie de supernovă este una dintre etapele intermediare ale evoluției stelelor înainte de transformarea lor în pitice albe, stele neutronice sau găuri negre. În timpul unei explozii, energie este eliberată în cantitate de 10 43 ─ 10 44 J cu o putere de radiație de 10 34 W. În acest caz, luminozitatea stelei crește cu zeci de magnitudini în câteva zile. Luminozitatea unei supernove poate depăși luminozitatea întregii galaxii în care a explodat.
Nebuloasa de gaz formată în timpul exploziei unei supernove este formată parțial din elemente ejectate de explozie. straturile superioare stele și parțial din materie interstelară, compactate și încălzite de produsele de împrăștiere ale exploziei. Cea mai faimoasă nebuloasă de gaz este Nebuloasa Crab din constelația Taur - o rămășiță a supernovei din 1054. Rămășițele tinere de supernova se extind cu viteze de 10-20 mii km/s. Ciocnirea învelișului în expansiune cu gazul interstelar staționar generează o undă de șoc în care gazul este încălzit la milioane de Kelvin și devine o sursă de radiație cu raze X. Propagarea unei unde de șoc într-un gaz duce la apariția unor particule încărcate rapid (raze cosmice), care, mișcându-se într-un câmp magnetic interstelar comprimat intensificat de aceeași undă, emit radiații în domeniul radio.
Astronomii au înregistrat explozii de supernove în 1054, 1572, 1604. În 1885, o supernova a fost observată în nebuloasa Andromeda. Strălucirea sa a depășit strălucirea întregii Galaxii și s-a dovedit a fi de 4 miliarde de ori mai intensă decât strălucirea Soarelui.
Până în 1980, au fost descoperite peste 500 de explozii de supernove, dar nici măcar una nu a fost observată în galaxia noastră. Astrofizicienii au calculat că în galaxia noastră, supernovele explodează cu o perioadă de 10 milioane de ani în imediata apropiere a Soarelui. În medie, o explozie de supernovă are loc în Metagalaxie la fiecare 30 de ani.
Doze radiații cosmice pe Pământ, ele pot depăși nivelurile normale de 7.000 de ori. Acest lucru va duce la mutații grave în organismele vii de pe planeta noastră. Unii oameni de știință explică astfel moartea subită a dinozaurilor.
O parte din masa unei supernove care explodează poate rămâne sub forma unui corp superdens - o stea neutronică sau o gaură neagră. Masa stelelor neutronice este (1,4 – 3) M s, diametrul este de aproximativ 10 km. Densitatea unei stele neutronice este foarte mare, mai mare decât densitatea nucleelor atomice ─ 10 15 g/cm 3 . Pe măsură ce compresia și presiunea cresc, aceasta devine posibila reactie absorbția electronilor de către protoni 
Ca rezultat, toată materia stelei va consta din neutroni. Neutronizarea unei stele este însoțită de o explozie puternică de radiații neutrino. În timpul exploziei supernovei SN1987A, durata exploziei de neutrini a fost de 10 s, iar energia transportată de toți neutrinii a ajuns la 3∙10 46 J. Temperatura stelei neutronice atinge 1 miliard K. Stelele neutronice se răcesc foarte repede, luminozitatea lor. slăbește. Dar ele emit intens unde radio într-un con îngust în direcția axei magnetice. Stelele a căror axă magnetică nu coincide cu axa de rotație se caracterizează prin emisie radio sub formă de impulsuri repetate. De aceea stelele cu neutroni sunt numite pulsari. Primii pulsari au fost descoperiți în 1967. Frecvența pulsațiilor radiațiilor, determinată de viteza de rotație a pulsarului, este de la 2 la 200 Hz, ceea ce indică dimensiunea lor mică. De exemplu, pulsarul din Nebuloasa Crabului are o perioadă de emisie a pulsului de 0,03 s. În prezent sunt cunoscute sute de stele neutronice. O stea neutronică poate apărea ca urmare a așa-numitului „colaps tăcut”. Dacă o pitică albă intră într-un sistem binar de stele apropiate, atunci fenomenul de acumulare are loc atunci când materia din steaua vecină curge pe pitica albă. Masa piticii albe crește și la un anumit punct depășește limita Chandrasekhar. O pitică albă se transformă într-o stea neutronică.
Dacă masa finală a piticei albe depășește 3 mase solare, atunci starea de neutroni degenerați este instabilă și contracția gravitațională continuă până la formarea unui obiect numit gaură neagră. Termenul „gaură neagră” a fost introdus de J. Wheeler în 1968. Cu toate acestea, ideea unor astfel de obiecte a apărut cu câteva secole mai devreme, după descoperirea legii de către I. Newton în 1687. gravitația universală. În 1783, J. Mitchell a sugerat că stelele întunecate ar trebui să existe în natură, al căror câmp gravitațional este atât de puternic încât lumina nu poate scăpa din ele. În 1798, aceeași idee a fost exprimată de P. Laplace. În 1916, fizicianul Schwarzschild, rezolvând ecuațiile lui Einstein, a ajuns la concluzia despre posibilitatea existenței unor obiecte cu proprietăți neobișnuite, numite mai târziu găuri negre. O gaură neagră este o regiune a spațiului în care câmpul gravitațional este atât de puternic încât al doilea viteza de evacuare pentru corpurile situate în această zonă trebuie să depășească viteza luminii, i.e. Nimic nu poate zbura dintr-o gaură neagră - nici particule, nici radiații. În conformitate cu teorie generală relativitatea, dimensiunea caracteristică a unei găuri negre este determinată de raza gravitațională: R g =2GM/c 2, unde M este masa obiectului, c este viteza luminii în vid, G este constanta gravitațională. Raza gravitațională a Pământului este de 9 mm, Soarele este de 3 km. Limita regiunii dincolo de care lumina nu scapă se numește orizont de evenimente al unei găuri negre. Găurile negre care se rotesc au o rază a orizontului de evenimente mai mică decât raza gravitațională. Un interes deosebit este posibilitatea ca o gaură neagră să captureze corpuri sosite din infinit.
Teoria permite existența găurilor negre cu o masă de 3–50 de mase solare, formate în stadiile târzii ale evoluției stelelor masive cu o masă de peste 3 mase solare, găuri negre supermasive în nucleele galaxiilor cântărind milioane și miliarde de mase solare, găuri negre primare (relicte) formate în primele etape ale evoluției Universului. Găuri negre relicte care cântăresc mai mult de 10 15 g (masă muntele mijlociu pe Pământ) datorită mecanismului de evaporare cuantică a găurilor negre propus de S.W.
Astronomii detectează găurile negre prin puternica lor radiație de raze X. Un exemplu de acest tip de stele este puternica sursă de raze X Cygnus X-1, a cărei masă depășește 10 M s. Găurile negre apar adesea în binarele cu raze X sisteme stelare. Zeci de găuri negre cu masă stelară au fost deja descoperite în astfel de sisteme (m găuri negre = 4-15 M s). Pe baza efectelor lentilei gravitaționale, au fost descoperite mai multe găuri negre unice de masă stelară (m găuri negre = 6-8 M s). În cazul unei stele binare apropiate, se observă fenomenul de acreție - curgerea plasmei de la suprafața unei stele obișnuite sub influența forțelor gravitaționale pe o gaură neagră. Materia care curge într-o gaură neagră are moment unghiular. Prin urmare, plasma formează un disc rotativ în jurul găurii negre. Temperatura gazului din acest disc rotativ poate ajunge la 10 milioane de grade. La această temperatură gazul emite raze X. Această radiație poate fi utilizată pentru a determina prezența unei găuri negre într-o locație dată.
De un interes deosebit sunt găurile negre supermasive din nucleele galaxiilor. Pe baza studiului imaginii cu raze X a centrului galaxiei noastre, obținută cu ajutorul satelitului CHANDRA, a fost stabilită prezența unei găuri negre supermasive, a cărei masă este de 4 milioane de ori masa Soarelui. Ca urmare ultimele cercetări Astronomii americani au reușit să descopere o gaură neagră supergrea unică situată în centrul unei galaxii foarte îndepărtate, a cărei masă este de 10 miliarde de ori mai mare decât masa Soarelui. Pentru a atinge o dimensiune și o densitate atât de inimaginabil de enormă, gaura neagră trebuie să se fi format pe parcursul a mai multor miliarde de ani, atrăgând și absorbind continuu materie. Oamenii de știință estimează vârsta sa la 12,7 miliarde de ani, adică. a început să se formeze la aproximativ un miliard de ani după Big Bang. Până în prezent, în nucleele galaxiilor au fost descoperite peste 250 de găuri negre supermasive (m găuri negre = (10 6 – 10 9) M s).
Strâns legată de evoluția stelelor este problema originii elementelor chimice. Dacă hidrogenul și heliul sunt elemente care au rămas din primele etape ale evoluției Universului în expansiune, atunci mai grele elemente chimice s-ar putea forma doar în interiorul stelelor în timpul reacțiilor termonucleare. În interiorul stelelor, reacțiile termonucleare pot produce până la 30 de elemente chimice (inclusiv fier).
Pe baza stării lor fizice, stelele pot fi împărțite în normale și degenerate. Primele constau în principal din materie de densitate scăzută, reacțiile de fuziune termonucleară au loc în adâncurile lor. Stelele degenerate includ piticele albe și stelele neutronice, acestea reprezintă stadiul final al evoluției stelare. Reacțiile de fuziune din ele s-au încheiat, iar echilibrul este menținut prin efectele mecanice cuantice ale fermionilor degenerați: electroni în piticele albe și neutroni în stele neutronice. Piticele albe, stelele neutronice și găurile negre sunt numite în mod colectiv „rămășițe compacte”.
La sfârșitul evoluției, în funcție de masă, steaua fie explodează, fie aruncă mai liniștit materie, deja îmbogățită cu elemente chimice grele. În acest caz, se formează elementele rămase ale tabelului periodic. Stelele generațiilor următoare se formează din mediul interstelar îmbogățit cu elemente grele. De exemplu, Soarele este o stea de a doua generație, formată din materie care a fost deja în măruntaiele stelelor și a fost îmbogățită cu elemente grele. Prin urmare, vârsta stelelor poate fi judecată după acestea compoziție chimică, determinat prin analiză spectrală.
Ciclu de viață stelele depind de masa lor. Stelele mari își ard combustibilul mai intens și se ard în decurs de câteva zeci de milioane de ani. Cei mici pot „mocne” timp de sute de miliarde de ani.
Când hidrogenul se epuizează, reacțiile de nucleosinteză se opresc. Gravitația începe să comprime steaua până când creșterea temperaturii declanșează fuziunea termonucleară secundară, timp în care heliul din miezul stelei este transformat în carbon. În inima lui rămâne un cristal de carbon pur - un diamant de o mie de carate. În timpul arderii secundare a heliului în miezul stelei, este eliberată atât de multă energie încât steaua începe să se umfle și se transformă în gigantul rosu , deoarece stratul său exterior se răcește la partea roșie a spectrului. Diametrul stelei crește de peste 100 de ori. Când combustibilul pentru fuziunea termonucleară secundară se epuizează, forțele gravitaționale încep din nou să comprime steaua și se transformă într-un degenerat. pitic alb , care va radia căldură reziduală în spațiu până se răcește complet. Pe măsură ce o stea evoluează de la o gigantă roșie la o pitică albă, majoritatea straturilor sale exterioare sunt revărsate în mediul interstelar și devin material pentru formarea ulterioară de noi stele.
Un astfel de final este destinat stelelor medii, cum ar fi Soarele nostru.
Stelele de peste 8 ori mai masive decât Soarele mor conform unui scenariu diferit. După arderea heliului în ele, masa lor uriașă în timpul compresiei încălzește miezul și învelișul atât de mult încât sunt lansate reacții de nucleosinteză ulterioare, în urma cărora se obține mai întâi carbon, apoi siliciu, magneziu și următoarele elemente cu mase nucleare în creștere. . Și cu începutul fiecăruia noua reactieîn miezul stelei, precedentul continuă în învelișul ei. Toate elementele chimice care alcătuiesc Universul s-au format tocmai ca rezultat al nucleosintezei în adâncurile stelelor mari muribunde. De îndată ce vine rândul la formarea fierului, vine sfârșitul stelei. În timpul sintezei sale, energia nu este eliberată, ci doar absorbită. Într-o perioadă scurtă de timp, combustibilul se epuizează, reacțiile termonucleare se opresc, iar forțele gravitaționale prăbușesc învelișul stelei spre centrul acesteia. Energia de coliziune între învelișul exterior și miez este foarte mare. Ea aruncă în aer o stea.
Dacă steaua era de peste 30 de ori mai grea decât Soarele, atunci după ce explodează ca o supernovă, colapsul gravitațional nu se oprește - se formeazăgaură neagră. Are densitatea pe care o va avea Pământul dacă este comprimat la un diametru de 5 cm. Prin urmare, forța gravitațională a găurilor negre tinde spre infinit. Chiar și particulele de lumină cu viteze maxime nu pot depăși o astfel de forță atractivă. Prin urmare, o gaură neagră nu reflectă lumina care cade asupra ei, o absoarbe. De aici și numele.
Oamenii de știință sugerează că legile fizicii nu se aplică în găurile negre, spațiul și timpul încetează să mai existe, dar informațiile rămân sub forma proiecțiilor holografice. Marginea unei găuri negre - orizontul evenimentelor este granița timpului și spațiului. Centrul unei găuri negre este singularitate - incertitudine fizică. O gaură neagră consumă stele și nebuloase atâta timp cât există loc pentru ele. Și apoi eliberează un curent puternic de gaz - quasar dincolo de galaxie. Lățimea unui quasar este mai mare decât diametrul său sistem solar. În afara galaxiei, încep să se formeze noi stele și noi galaxii. Găurile negre ghidează evoluția Universului.
Moartea stelelor dă material de construcții pentru Univers. Toate elementele chimice - aur, argint, platină, fier și altele se formează în interiorul stelelor muribunde și în timpul exploziilor lor sunt împrăștiate în spațiu.
Primele stele au fost masive (de câteva mii de ori mai mare decât soarele) și instabil. S-au născut repede și au murit repede, lăsând în urmă praf cosmic bogat în diverse elemente chimice.
Primele stele s-au format din nebuloase cosmice, grație energiei Big Bang-ului. În etapele ulterioare și acum stele continuă să se nască. Dar asta se întâmplă numai după ce o altă supernovă explodează. Unda sa de explozie dă impuls pentru interacțiunea particulelor praf cosmic, făcându-le să înceapă să se miște și să se întrerupă. Prin agățarea împreună de un singur obiect, ele cresc din ce în ce mai mult dimensiunea acestuia, crescând astfel gravitația, care atrage și mai mult alte particule și apoi obiecte spațiale mai mari.
O stea tânără și spațiul său circumstelar stadiul inițial este un element furios cu un număr mare de planete mici care se rotesc haotic. Ciocnindu-se unul de celălalt, unii dintre ei se prăbușesc, în timp ce alții cresc, absorbind rămășițele primelor. Ca urmare a unor astfel de ciocniri, Mercur, de exemplu, și-a pierdut crusta superioară și a rămas doar miezul.
După 500 de milioane de ani, numărul planetelor scade, iar dimensiunea acestora crește.
Soarele aparține stelelor mici. Moartea sa în 5 - 6 miliarde de ani va avea loc conform primului scenariu. Acum, în Univers, 80% dintre stele nu sunt mai mari decât Soarele.
Fotografie de pe site-ul CSO:La aproximativ 35 de milioane de ani lumină de Pământ, în constelația Eridanus, se află galaxia spirală NGC 1637. În 1999, frumusețea ei senină a fost perturbată de explozia unei supernove foarte strălucitoare. Imaginea a fost realizată cu Very Large Telescope (VLT) al ESO la Observatorul Paranal din Chile.
> Ciclul de viață al unei stele
Descriere viata si moartea stelelor: etape de dezvoltare cu fotografii, nori moleculari, protostar, T Tauri, secvență principală, gigantă roșie, pitică albă.
Totul în această lume evoluează. Orice ciclu începe cu nașterea, creșterea și se termină cu moartea. Desigur, stelele au aceste cicluri într-un mod special. Să ne amintim cel puțin că intervalele lor de timp sunt mai mari și sunt măsurate în milioane și miliarde de ani. În plus, moartea lor are anumite consecințe. Cu ce seamănă ciclul de viață al stelelor?
Primul ciclu de viață al unei stele: norii moleculari
Să începem cu nașterea unei stele. Imaginați-vă un nor imens de gaz molecular rece care poate exista în liniște în Univers fără nicio modificare. Dar dintr-o dată o supernova explodează nu departe de ea sau se ciocnește cu un alt nor. Datorită unei astfel de împingeri, procesul de distrugere este activat. Este împărțit în părți mici, fiecare dintre acestea fiind retrasă în sine. După cum ați înțeles deja, toate aceste grupuri se pregătesc să devină vedete. Gravitația încălzește temperatura, iar impulsul stocat menține procesul de rotație. Diagrama de jos demonstrează în mod clar ciclul stelelor (viața, etapele de dezvoltare, opțiunile de transformare și moartea unui corp ceresc cu o fotografie).
Al doilea ciclu de viață al unei stele: Protostar
Materialul se condensează mai dens, se încălzește și este respins de colapsul gravitațional. Un astfel de obiect se numește protostea, în jurul căruia se formează un disc de material. Piesa este atrasă de obiect, crescându-i masa. Resturile rămase vor grupa și vor crea un sistem planetar. Dezvoltarea ulterioară a stelei depinde de masă.
Al treilea ciclu de viață al unei stele: T Taur
Când materialul lovește o stea, se eliberează o cantitate imensă de energie. Noua etapă stelară a fost numită după prototipul - T Tauri. Este o stea variabilă situată la 600 de ani lumină distanță (aproape).
Poate atinge o luminozitate mare deoarece materialul se descompune și eliberează energie. Dar partea centrală nu are suficientă temperatură pentru a susține fuziunea nucleară. Această fază durează 100 de milioane de ani.
Al patrulea ciclu de viață al unei stele:Secvența principală
La un moment dat, temperatura corpului ceresc crește la nivelul necesar, activând fuziunea nucleară. Toate vedetele trec prin asta. Hidrogenul se transformă în heliu, eliberând căldură și energie enormă.
Energia este eliberată sub formă de raze gamma, dar din cauza mișcării lente a stelei, aceasta cade cu aceeași lungime de undă. Lumina este împinsă afară și intră în conflict cu gravitația. Putem presupune că aici se creează un echilibru ideal.
Cât timp va fi ea în secvența principală? Trebuie să începeți de la masa stelei. Piticile roșii (jumătate din masa Soarelui) își pot arde alimentarea cu combustibil timp de sute de miliarde (trilioane) de ani. Stelele medii (cum ar fi ) trăiesc 10-15 miliarde. Dar cele mai mari au miliarde sau milioane de ani. Vedeți cum arată evoluția și moartea stelelor din diferite clase în diagramă.
Al cincilea ciclu de viață al unei stele: gigantul rosu
În timpul procesului de topire, hidrogenul se epuizează și se acumulează heliu. Când nu mai rămâne deloc hidrogen, toate reacțiile nucleare se opresc, iar steaua începe să se micșoreze din cauza gravitației. Învelișul de hidrogen din jurul miezului se încălzește și se aprinde, determinând obiectul să crească de 1.000 până la 10.000 de ori mai mare. La un moment dat, Soarele nostru va repeta această soartă, crescând pe orbita Pământului.
Temperatura și presiunea ating maximul și heliul fuzionează în carbon. În acest moment, steaua se micșorează și încetează să mai fie o gigantă roșie. Cu o masivitate mai mare, obiectul va arde alte elemente grele.
Al șaselea ciclu de viață al unei stele: pitic alb
O stea cu masă solară nu are suficientă presiune gravitațională pentru a fuziona carbonul. Prin urmare, moartea are loc odată cu sfârșitul heliului. Straturile exterioare sunt ejectate și apare o pitică albă. Începe fierbinte, dar după sute de miliarde de ani se răcește.
Studiu evolutie stelar este imposibil să observați doar o stea - multe schimbări ale stelelor apar 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 (povestite de astrofizicianul Serghei Popov)
✪ Stele și evoluția stelară (povestit de Sergey Popov și Ilgonis Vilks)
✪ Evoluția stelelor. Evoluția unui gigant albastru în 3 minute
✪ Surdin V.G. Evoluția stelară partea 1
✪ S. A. Lamzin - „Evoluția stelară”
Subtitrări
Fuziunea termonucleară în interiorul stelelor
Stele 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 acesteia 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 se apropie de secvența principală, sunt complet convective - procesul de convecție acoperă întreg corpul stelei. Acestea sunt în esență protostele, în centrele cărora reacțiile nucleare abia încep și toate radiațiile apar în principal din cauza compresiei gravitaționale. Până la stabilirea echilibrului hidrostatic, luminozitatea stelei scade la o temperatură efectivă constantă. Pe diagrama Hertzsprung-Russell, astfel de stele formează o cale aproape verticală numită calea Hayashi. Pe măsură ce compresia încetinește, tânăra vedetă se apropie de secvența principală. Obiectele de acest tip sunt asociate cu stelele T Tauri.
În acest moment, pentru 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 stelei predomină transferul de energie convectivă.
Nu se știe cu certitudine ce caracteristici au stelele cu masă mai mică în momentul în care intră 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 și când se atinge o anumită rază a stelei, compresia se oprește, ceea ce duce la oprirea creșterii în continuare a temperaturii în miezul stelei cauzată de compresie, iar apoi la scăderea acesteia. Pentru stelele mai mici de 0,0767 mase solare, acest lucru nu se întâmplă: energia eliberată în timpul reacțiilor nucleare nu este niciodată suficientă pentru a echilibra presiunea internă și compresia gravitațională. Astfel de „stele subterane” emit mai multă energie decât este produsă în timpul reacțiilor termonucleare și sunt clasificate ca așa-numitele pitice brune. Soarta lor este comprimarea constantă până când presiunea gazului degenerat o oprește și apoi răcirea treptată cu încetarea tuturor reacțiilor termonucleare 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. Ae\Be Stele mari cu variabile neregulate din clasa spectrală B-F0. Ele prezintă, 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 dispersează efectiv 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 trecut prin toate etapele intermediare și au fost capabile să atingă o astfel de rată de reacții nucleare care a compensat energia pierdută prin radiație în timp ce masa acumulată pentru a atinge echilibrul hidrostatic al miezului. 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 rezultate este vizibil mai mică decât masa norului protostelar. Cel mai probabil, aceasta explică absența în galaxia noastră a stelelor cu o masă mai mare de aproximativ 300 de mase solare.
Ciclul mijlociu al unei stele
Stelele vin într-o mare varietate de culori și dimensiuni. După tipul spectral, acestea variază de la albastru fierbinte la roșu rece și după masă - de la 0,0767 la aproximativ 300 de mase solare, conform ultimelor estimări. Luminozitatea și culoarea unei stele depind de temperatura suprafeței acesteia, 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 vorbim despre mișcarea fizică a stelei - doar despre poziția sa pe diagrama indicată, în funcție 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, provoacă 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 ce cantitatea de hidrogen din nucleele lor 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 în astfel de stele, teoriile moderne se bazează pe simulări computerizate ale proceselor care au loc în astfel de stele.
Unele stele pot sintetiza heliu doar în anumite zone active, provocând instabilitate și vânturi 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 solar nu este capabilă să transforme heliul chiar și după ce reacțiile care implică hidrogen se opresc 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 a „aprinde” heliu Astfel de stele includ piticele roșii, cum ar fi Proxima Centauri, al căror timp de rezidență pe secvența principală variază de la zeci de miliarde la zeci de trilioane de ani. După încetarea reacțiilor termonucleare în nucleele lor, acestea, răcindu-se treptat, vor continua să emită 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 scurge în miezul său și încep reacțiile de sinteză a carbonului din heliu. Acest proces are loc la mai mult temperaturi mariși 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 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 eliberării de energie. Ieșirea de energie se deplasează către radiații de joasă frecvență. Toate acestea sunt însoțite de creșterea pierderii 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 puternic Radiatii infrarosii stelele sursă se formează în astfel de învelișuri conditii ideale pentru a activa maseri cosmici.
Reacțiile de combustie termonucleară ale heliului sunt foarte sensibile la temperatură. Uneori, acest lucru duce la o mare instabilitate. Apar pulsații puternice, care, ca rezultat, conferă suficientă accelerație straturilor exterioare pentru a fi aruncate și transformate într-o nebuloasă planetară. În centrul unei astfel de nebuloase rămâne nucleul gol al stelei, în care reacțiile termonucleare se opresc și, 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 mase solare 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 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 o pitică neagră invizibilă.
În stelele mai masive decât Soarele, presiunea electronilor degenerați nu poate opri comprimarea ulterioară a nucleului, iar electronii încep să fie „presați” în nuclee atomice, ceea ce transformă protonii în neutroni, între care nu există forțe de repulsie electrostatică. Această neutronizare a materiei duce la faptul că dimensiunea stelei, care acum este, de fapt, 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 de supergigantă roșie, miezul său începe să se micșoreze sub influența gravitației. Pe măsură ce compresia continuă, 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 miezului.
Ca urmare, pe măsură ce se formează elemente din ce în ce mai 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 și formarea de nuclee mai grele cu eliberarea 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 se produce prăbușirea imediată a nucleului odată cu neutronizarea materiei sale.
Ce se întâmplă în continuare nu este încă complet clar, dar, în orice caz, procesele care au loc 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 o mare parte din materialul acumulat de stele. [ ] - așa-numitele elemente de ședere, inclusiv elemente de fier și mai ușoare. Materia care explodează este bombardată de neutroni care scapă din miezul stelar, 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, 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 steaua pe moarte [ ] V spaţiul interstelar. Ulterior, pe măsură ce se răcește și se mișcă prin spațiu, acest material de supernova se poate ciocni cu alte „salvari” cosmice și, eventual, poate participa la formarea de noi stele, planete sau sateliți.
Procesele care au loc în timpul formării unei supernove sunt încă studiate și, până acum, nu există claritate cu privire la această problemă. De asemenea, este discutabil ce rămâne de fapt din steaua originală. Cu toate acestea, sunt luate în considerare două opțiuni: stele neutronice și găuri negre.
Stele neutronice
Se știe că în unele supernove, gravitația puternică în adâncurile supergigantului forțează ca electronii să fie absorbiți de nucleul atomic, unde se contopesc cu protonii pentru a forma neutroni. Acest proces se numește neutronizare. 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 mare, și au de neimaginat densitate mare. Perioada lor orbitală devine extrem de scurtă pe măsură ce dimensiunea stelei scade (datorită conservării momentului unghiular). Unele stele neutronice se rotesc de 600 de ori 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 detecteze un impuls de radiație 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 stelele, după ce trec prin faza de explozie a supernovei, devin stele neutronice. Dacă o stea are destul masa 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. După aceasta, steaua devine o gaură neagră.
Existența găurilor negre a fost prezisă de teoria generală a relativității. Conform acestei teorii,
Dacă se acumulează suficientă materie undeva în Univers, aceasta este comprimată într-un bulgăre dens, în care începe o reacție termonucleară. Așa se luminează stelele. Primele au izbucnit în întunericul Universului tânăr cu 13,7 miliarde (13,7 * 10 9) de ani în urmă, iar Soarele nostru - cu doar aproximativ 4,5 miliarde de ani în urmă. Durata de viață a unei stele și procesele care au loc la sfârșitul acestei perioade depind de masa stelei.
În timp ce reacția termonucleară de conversie a hidrogenului în heliu continuă într-o stea, aceasta se află în secvența principală. Timpul petrecut de o stea pe secvența principală depinde de masa sa: cele mai mari și mai grele ajung rapid în stadiul de gigantă roșie și apoi părăsesc secvența principală ca urmare a exploziei unei supernove sau a formării unei pitice albe.
Soarta uriașilor
Cele mai mari și mai masive stele se ard rapid și explodează ca supernove. După o explozie de supernovă, rămâne o stea neutronică sau o gaură neagră, iar în jurul lor este materie ejectată de energia colosală a exploziei, care devine apoi material pentru noi stele. Dintre cei mai apropiați vecini stelari ai noștri, o astfel de soartă ne așteaptă, de exemplu, Betelgeuse, dar este imposibil de calculat când va exploda.
O nebuloasă s-a format ca urmare a ejectării de materie în timpul exploziei unei supernove. În centrul nebuloasei se află o stea neutronică.
O stea neutronică este un fenomen fizic înfricoșător. Miezul unei stele care explodează este comprimat - în același mod ca gazul dintr-un motor cu ardere internă, doar foarte mare și eficient: o minge cu un diametru de sute de mii de kilometri se transformă într-o minge de la 10 la 20 de kilometri în diametru. Forța de compresie este atât de mare încât electronii cad peste nuclee atomice, formând neutroni - de unde și numele.
NASA
Steaua neutronică (viziunea artistului)
Densitatea materiei în timpul unei astfel de compresii crește cu aproximativ 15 ordine de mărime, iar temperatura crește la un incredibil de 10 12 K în centrul stelei neutronice și 1.000.000 K la periferie. O parte din această energie este emisă sub formă de radiații fotonice, în timp ce o parte este transportată de neutrini produși în miezul unei stele neutronice. Dar chiar și datorită răcirii foarte eficiente a neutrinilor, o stea de neutroni se răcește foarte lent: este nevoie de 10 16 sau chiar 10 22 de ani pentru a-și epuiza complet energia. Este greu de spus ce va rămâne în locul stelei neutronice răcite și imposibil de observat: lumea este prea tânără pentru asta. Există o presupunere că o gaură neagră se va forma din nou în locul stelei răcite.
Găurile negre apar din prăbușirea gravitațională a obiectelor foarte masive, cum ar fi exploziile de supernove. Poate că, după trilioane de ani, stelele neutronice răcite se vor transforma în găuri negre.
Soarta stelelor de talie medie
Alte stele, mai puțin masive, rămân pe secvența principală mai mult decât cele mai mari, dar odată ce o părăsesc, mor mult mai repede decât rudele lor cu neutroni. Mai mult de 99% dintre stele din Univers nu vor exploda niciodată și nu se vor transforma nici în găuri negre, fie în stele neutronice - nucleele lor sunt prea mici pentru astfel de drame cosmice. În schimb, stelele de masă intermediară devin giganți roșii la sfârșitul vieții, care, în funcție de masa lor, devin pitice albe, explodează și se risipesc complet sau devin stele neutronice.
Piticile albe reprezintă acum 3 până la 10% din populația stelară a Universului. Temperatura lor este foarte ridicată - peste 20.000 K, de peste trei ori temperatura suprafeței Soarelui - dar totuși mai mică decât cea a stelelor neutronice, atât datorită temperaturii lor mai scăzute, cât și suprafata mai mare piticele albe se racesc mai repede - in 10 14 - 10 15 ani. Aceasta înseamnă că în următorii 10 trilioane de ani - când universul este de o mie de ori mai vechi decât este acum - va exista tip nou obiect: o pitică neagră, un produs al răcirii unei pitici albe.
Nu există încă pitici negre în spațiu. Chiar și cele mai vechi stele care se răcesc până în prezent și-au pierdut maximum 0,2% din energie; pentru o pitică albă cu o temperatură de 20.000 K, aceasta înseamnă răcire la 19.960 K.
Pentru cei mici
Știința știe și mai puțin despre ce se întâmplă atunci când cele mai mici stele, cum ar fi cel mai apropiat vecin al nostru, pitica roșie Proxima Centauri, se răcesc decât despre supernove și piticele negre. Fuziunea termonucleară în nucleele lor se desfășoară lent și rămân pe secvența principală mai mult decât altele - conform unor calcule, până la 10-12 ani, iar după aceea, probabil, vor continua să trăiască ca pitici albe, adică vor strălucește încă 10 14 - 10 15 ani înainte de a se transforma într-o pitică neagră.
