Contemplând cerul senin de noapte departe de luminile orașului, este ușor de observat că Universul este plin de stele. Cum a reușit natura să creeze o multitudine de aceste obiecte? La urma urmei, se estimează că există aproximativ 100 de miliarde de stele numai în Calea Lactee. În plus, stelele se nasc și astăzi, la 10-20 de miliarde de ani de la formarea Universului. Cum se formează stelele? Ce schimbări suferă o stea înainte de a ajunge la o stare de echilibru ca Soarele nostru?
Din punct de vedere al fizicii, o stea este o minge de gaz
Din punct de vedere al fizicii, este o minge de gaz. Căldura și presiunea generate de reacțiile nucleare – în principal fuziunea heliului cu hidrogenul – împiedică stele să se prăbușească sub propria gravitație. Viața acestui obiect relativ simplu urmează un scenariu foarte specific. Mai întâi, o stea se naște dintr-un nor difuz de gaz interstelar, apoi durează mult judecata de apoi Dar, în cele din urmă, când tot combustibilul nuclear se va epuiza, se va transforma într-o pitică albă, stea neutronică sau o gaură neagră ușor luminoasă.
Această descriere poate da impresia că o analiză detaliată a formării și etapelor incipiente ale evoluției stelare nu ar trebui să prezinte dificultăți semnificative. Dar interacțiunea gravitației și a presiunii termice determină stelele să se comporte în moduri imprevizibile.
Luați în considerare, de exemplu, evoluția luminozității, adică modificarea cantității de energie emisă de suprafața stelară pe unitatea de timp. Temperatura internă a tinerei stele este prea scăzută pentru ca atomii de hidrogen să fuzioneze, așa că luminozitatea sa ar trebui să fie relativ scăzută. Poate crește atunci când încep reacțiile nucleare și abia atunci poate scădea treptat. De fapt, foarte tânăra vedetă este extrem de strălucitoare. Luminozitatea sa scade odată cu vârsta, atingând un minim temporar în timpul arderii hidrogenului.
În primele etape ale evoluției, în stele au loc o varietate de procese fizice.
În primele etape ale evoluției, stelele suferă o varietate de procese fizice, dintre care unele sunt încă puțin înțelese. Abia în ultimele două decenii astronomii au început să construiască poza detaliata evoluția stelelor bazată pe realizări, teorii și observații.
Stelele se nasc din nori mari, care nu sunt vizibili in lumina vizibila, situati in discurile galaxiilor spirale. Astronomii numesc aceste obiecte complexe moleculare gigantice. Termenul „molecular” reflectă faptul că gazul din complexe constă în principal din hidrogen sub formă moleculară. Astfel de nori sunt cele mai mari formațiuni din Galaxie, atingând uneori mai mult de 300 de ani lumină. ani în diametru.
La o analiză mai atentă a evoluției stelei
O analiză mai atentă dezvăluie că stelele se formează din condensări individuale - zone compacte - într-un nor molecular gigant. Astronomii au studiat proprietățile zonelor compacte folosind radiotelescoape mari, singurele instrumente capabile să detecteze nori milimo slabi. Din observațiile acestei radiații rezultă că o zonă compactă tipică are un diametru de câteva luni lumină, o densitate de 30.000 de molecule de hidrogen pe cm^ și o temperatură de 10 Kelvin.
Pe baza acestor valori, s-a ajuns la concluzia că presiunea gazului în zonele compacte este de așa natură încât poate rezista la compresiune sub influența forțelor autogravitaționale.
Prin urmare, pentru ca o stea să se formeze, zona compactă trebuie să fie comprimată dintr-o stare instabilă și astfel încât forțele gravitaționale să depășească presiunea internă a gazului.
Nu este încă clar cum zonele compacte se condensează din norul molecular inițial și dobândesc o astfel de stare instabilă. Cu toate acestea, chiar înainte de descoperirea zonelor compacte, astrofizicienii au avut ocazia să simuleze procesul de formare a stelelor. Deja în anii 1960, teoreticienii au folosit simulări pe computer pentru a determina modul în care norii instabili se prăbușesc.
Deși pentru calculele teoretice s-a folosit o gamă largă de condiții inițiale, rezultatele obținute au fost aceleași: într-un nor prea instabil, partea internă este mai întâi comprimată, adică substanța din centru suferă mai întâi cădere liberă, în timp ce regiunile periferice rămân stabile. Treptat, zona de compresie se extinde spre exterior, acoperind intregul nor.
Adânc în adâncurile regiunii contractante, începe evoluția stelelor
Adânc în adâncurile regiunii contractante, începe formarea stelelor. Diametrul stelei este de doar o secundă lumină, adică o milioneme din diametrul zonei compacte. Pentru astfel de dimensiuni relativ mici, imaginea generală a compresiei norului nu este semnificativă, dar rol principal viteza cu care materia cade pe stea joacă un rol aici 
Rata cu care cade materia poate varia, dar depinde direct de temperatura norului. Cu cât temperatura este mai mare, cu atât viteza este mai mare. Calculele arată că o masă egală cu masa Soarelui se poate acumula în centrul unei zone compacte care se prăbușește pe o perioadă de 100 mii până la 1 milion de ani.Un corp format în centrul unui nor care se prăbușește se numește protostea. Folosind simulări pe computer, astronomii au dezvoltat un model care descrie structura protostelei.
S-a dovedit că gazul în cădere lovește suprafața protostelei cu un foarte de mare viteză. Prin urmare, se formează un front de șoc puternic (o tranziție bruscă la presiune foarte mare). În cadrul frontului de șoc, gazul este încălzit la aproape 1 milion Kelvin, apoi, prin radiație la suprafață, se răcește rapid la aproximativ 10.000 K, formând un strat cu strat de protostea.
Prezența unui front de șoc explică luminozitatea ridicată a stelelor tinere
Prezența unui front de șoc explică luminozitatea ridicată a stelelor tinere. Dacă masa protozoarului este egală cu un solar, atunci luminozitatea acestuia poate depăși de zece ori pe cea solară. Dar nu este cauzată de reacții de fuziune termonucleară, ca în stelele obișnuite, ci energie kinetică substanță dobândită în câmpul gravitațional.
Protostelele pot fi observate, dar nu cu telescoapele optice convenționale.
Toate gazele interstelare, inclusiv cele din care se formează stelele, conțin „praf” - un amestec de particule solide de dimensiuni submicronice. Radiația de pe frontul de șoc întâlnește un număr mare de aceste particule de-a lungul traseului său, căzând împreună cu gazul pe suprafața protostelei.
Rece Particule de praf absorb fotonii emiși de frontul de șoc și îi reemite la lungimi de undă mai mari. Această radiație cu undă lungă este la rândul său absorbită și apoi reemisă de praful și mai îndepărtat. Prin urmare, în timp ce un foton își face drum prin norii de praf și gaz, lungimea sa de undă ajunge în regiunea infraroșu a spectrului electromagnetic. Dar la doar câteva ore lumină distanță de protostea, lungimea de undă a fotonului devine prea mare pentru ca praful să o absoarbă și, în cele din urmă, se poate năpusti nestingherite către telescoapele Pământului sensibile la infraroșu.
În ciuda capacităților extinse ale detectoarelor moderne, astronomii nu pot pretinde că telescoapele înregistrează de fapt radiația protostelelor. Se pare că sunt adânc ascunse în adâncurile zonelor compacte înregistrate în domeniul radio. Incertitudinea în detecție provine din faptul că detectoarele nu pot distinge o protostea de stelele mai vechi încorporate în gaz și praf.
Pentru o identificare fiabilă, un telescop în infraroșu sau radio trebuie să detecteze deplasarea Doppler a liniilor de emisie spectrală ale protostelei. Deplasarea Doppler ar dezvălui adevărata mișcare a gazului care cade pe suprafața sa.
De îndată ce, ca urmare a căderii materiei, masa protostelei atinge câteva zecimi din masa Soarelui, temperatura din centru devine suficientă pentru declanșarea reacțiilor de fuziune termonucleară. Cu toate acestea, reacțiile termonucleare din protostele sunt fundamental diferite de reacțiile din stelele de vârstă mijlocie. Sursa de energie pentru astfel de stele este reacțiile de fuziune termonucleară a heliului din hidrogen.
Hidrogenul este cel mai abundent element chimic din Univers
Hidrogenul este cel mai abundent element chimic din Univers. La nașterea Universului (Big Bang), acest element s-a format în forma sa obișnuită cu un nucleu format dintr-un proton. Dar două din fiecare 100.000 de nuclee sunt nuclee de deuteriu, formate dintr-un proton și un neutron. Acest izotop al hidrogenului este prezent în timpurile moderne în gazul interstelar, din care intră în stele.
Este de remarcat faptul că această impuritate minusculă joacă un rol dominant în viața protostelelor. Temperatura din adâncurile lor este insuficientă pentru reacțiile hidrogenului obișnuit, care au loc la 10 milioane Kelvin. Dar, ca urmare a compresiei gravitaționale, temperatura din centrul unei protostele poate ajunge cu ușurință la 1 milion Kelvin, când începe fuziunea nucleelor de deuteriu, care eliberează și energie colosală.
Opacitatea materiei protostelare este prea mare
Opacitatea materiei protostelare este prea mare pentru ca această energie să fie transferată prin transfer radiativ. Prin urmare, steaua devine instabilă din punct de vedere convectiv: bule de gaz încălzite de „foc nuclear” plutesc la suprafață. Aceste fluxuri ascendente sunt echilibrate de fluxuri descendente de gaz rece spre centru. Mișcări convective similare, dar la o scară mult mai mică, au loc într-o încăpere cu încălzire cu abur. Într-o protostea, vortexurile convective transportă deuteriul de la suprafață în interiorul său. În acest fel, combustibilul necesar reacțiilor termonucleare ajunge în miezul stelei.
În ciuda concentrației foarte scăzute de nuclee de deuteriu, căldura eliberată în timpul fuziunii lor are un efect puternic asupra protostelei. Principala consecință a reacțiilor de ardere a deuteriului este „umflarea” protostelei. Datorită transferului efectiv de căldură prin convecție ca urmare a „arderii” deuteriului, protostarul crește în dimensiune, care depinde de masa sa. O protostea cu o masă solară are o rază egală cu cinci mase solare. Cu o masă egală cu trei solare, protostea se umflă până la o rază egală cu 10 solare. 
Masa unei zone compacte tipice este mai mare decât masa stelei pe care o produce. Prin urmare, trebuie să existe un mecanism care să elimine excesul de masă și să oprească căderea materiei. Majoritatea astronomilor sunt convinși că un vânt stelar puternic care scapă de pe suprafața protostelei este responsabil. Vântul stelar suflă gazul care căde în direcția opusă și în cele din urmă dispersează zona compactă.
Ideea vântului stelar
„Ideea vântului stelar” nu rezultă din calculele teoretice. Iar teoreticienilor surprinși li s-au oferit dovezi ale acestui fenomen: observații ale fluxurilor de gaz molecular care se deplasează din surse de radiație infraroșie. Aceste fluxuri sunt asociate cu vântul protostelar. Originea sa este unul dintre cele mai profunde mistere ale stelelor tinere.
Când zona compactă se risipește, este expus un obiect care poate fi observat în domeniul optic - o stea tânără. La fel ca o protostea, are o luminozitate mare, care este determinată mai mult de gravitație decât de fuziunea termonucleară. Presiunea din interiorul unei stele previne colapsul gravitațional catastrofal. Cu toate acestea, căldura responsabilă de această presiune este radiată de la suprafața stelei, astfel încât steaua strălucește foarte puternic și se contractă încet.
Pe măsură ce se contractă, temperatura sa internă crește treptat și ajunge în cele din urmă la 10 milioane Kelvin. Apoi, reacțiile de fuziune ale nucleelor de hidrogen încep să formeze heliu. Căldura generată creează o presiune care împiedică compresia, iar steaua va străluci mult timp până când combustibilul nuclear din adâncurile sale se va epuiza.
Soarele nostru, o stea tipică, a durat aproximativ 30 de milioane de ani să se contracte de la dimensiuni protostelare la dimensiuni moderne. Datorită căldurii degajate în timpul reacțiilor termonucleare, acesta și-a menținut aceste dimensiuni timp de aproximativ 5 miliarde de ani.
Așa se nasc vedetele. Dar, în ciuda succeselor atât de evidente ale oamenilor de știință, care ne-au permis să aflăm unul dintre numeroasele secrete ale universului, multe mai multe proprietăți cunoscute ale stelelor tinere nu sunt încă pe deplin înțelese. Aceasta se referă la variabilitatea lor neregulată, vântul stelar colosal și erupțiile luminoase neașteptate. Nu există încă răspunsuri sigure la aceste întrebări. Dar aceste probleme nerezolvate ar trebui considerate ca rupturi într-un lanț, ale căror verigi principale au fost deja sudate împreună. Și vom putea să închidem acest lanț și să completăm biografia stelelor tinere dacă vom găsi cheia creată de însăși natură. Și această cheie pâlpâie cer senin Deasupra noastra.
O stea sa născut videoclip:
Fiecare dintre noi s-a uitat la cerul înstelat cel puțin o dată în viață. Cineva s-a uitat la această frumusețe, trăind sentimente romantice, altul a încercat să înțeleagă de unde vine toată această frumusețe. Viața în spațiu, spre deosebire de viața de pe planeta noastră, curge cu o viteză diferită. Timpul din spațiul cosmic trăiește în propriile sale categorii; distanțele și dimensiunile din Univers sunt colosale. Rareori ne gândim la faptul că evoluția galaxiilor și a stelelor se întâmplă constant în fața ochilor noștri. Fiecare obiect din spațiul vast este rezultatul anumitor procese fizice. Galaxiile, stelele și chiar planetele au faze principale de dezvoltare.
Planeta noastră și toți depindem de steaua noastră. Cât timp ne va încânta Soarele cu căldura sa, insuflând viață în Sistemul Solar? Ce ne așteaptă în viitor după milioane și miliarde de ani? În acest sens, este interesant să aflăm mai multe despre etapele de evoluție ale obiectelor astronomice, de unde provin stelele și cum se termină viața acestor minunate lumini de pe cerul nopții.
Originea, nașterea și evoluția stelelor
Evoluția stelelor și planetelor care populează galaxia noastră Calea Lactee și întregul Univers a fost, în cea mai mare parte, bine studiată. În spațiu, legile fizicii sunt de neclintit și ajută la înțelegerea originii obiectelor spațiale. În acest caz, se obișnuiește să se bazeze pe teoria Big Bang, care este acum doctrina dominantă despre procesul de origine a Universului. Evenimentul care a zguduit universul și a dus la formarea universului este, după standardele cosmice, fulgerător. Pentru cosmos, momentele trec de la nașterea unei stele până la moartea acesteia. Distanțele mari creează iluzia constanței Universului. O stea care fulgeră în depărtare strălucește asupra noastră de miliarde de ani, moment în care s-ar putea să nu mai existe.
Teoria evoluției galaxiei și stelelor este o dezvoltare a teoriei Big Bang. Doctrina nașterii stelelor și apariției sisteme stelare diferă în amploarea a ceea ce se întâmplă și intervalul de timp, care, spre deosebire de Universul în ansamblu, poate fi observat mijloace moderneȘtiințe.
Studiu ciclu de viață stele folosind exemplul celui mai apropiat luminator de noi. Soarele este una dintre sutele de trilioane de stele din câmpul nostru vizual. În plus, distanța de la Pământ la Soare (150 milioane km) oferă o oportunitate unică de a studia obiectul fără a pleca. sistem solar. Informațiile obținute vor face posibilă înțelegerea în detaliu a modului în care sunt structurate alte stele, cât de repede sunt epuizate aceste surse de căldură gigantice, care sunt etapele de dezvoltare a unei stele și care va fi sfârșitul acestei vieți strălucitoare - liniștită și slabă. sau spumant, exploziv.
După Big Bang, particulele minuscule au format nori interstelari, care au devenit „spitalul de maternitate” pentru trilioane de stele. Este caracteristic că toate stelele s-au născut în același timp ca urmare a compresiei și expansiunii. Compresia în norii de gaz cosmic a avut loc sub influența propriei gravitații și a unor procese similare în stele noi din vecinătate. Expansiunea a apărut ca urmare a presiunii interne a gazului interstelar și sub influența câmpurilor magnetice din norul de gaz. În același timp, norul s-a rotit liber în jurul centrului său de masă.
Norii de gaz formați după explozie constau în proporție de 98% hidrogen și heliu atomic și molecular. Doar 2% din acest masiv constă din praf și particule microscopice solide. Anterior se credea că în centrul oricărei stele se află un miez de fier, încălzit la o temperatură de un milion de grade. Acest aspect a explicat masa gigantică a stelei.
În opoziția forțelor fizice au prevalat forțele de compresie, deoarece lumina rezultată din eliberarea energiei nu pătrunde în norul de gaz. Lumina, împreună cu o parte din energia eliberată, se răspândește spre exterior, creând o temperatură sub zero și o zonă de joasă presiune în interiorul acumulării dense de gaz. Fiind în această stare, gazul cosmic se contractă rapid, influența forțelor de atracție gravitațională duce la faptul că particulele încep să formeze materie stelară. Când o colecție de gaz este densă, compresia intensă determină formarea unui grup de stele. Când dimensiunea norului de gaz este mică, compresia duce la formarea unei singure stele.
O scurtă descriere a ceea ce se întâmplă este că viitoarea stea trece prin două etape - compresie rapidă și lentă până la starea de protostea. Într-un limbaj simplu și ușor de înțeles, compresia rapidă este căderea materiei stelare spre centrul protostelei. Compresia lentă are loc pe fundalul centrului format al protostelei. În următoarele sute de mii de ani, noua formațiune se micșorează în dimensiune, iar densitatea ei crește de milioane de ori. Treptat, protostea devine opaca din cauza densitatii mari a materiei stelare, iar compresia in curs declanseaza mecanismul reactiilor interne. O creștere a presiunii interne și a temperaturii duce la formarea propriului centru de greutate al viitoarei stele.
Protostarul rămâne în această stare timp de milioane de ani, degajând încet căldură și micșorându-se treptat, scăzând în dimensiune. Ca urmare, contururile noii stele ies la iveală, iar densitatea materiei sale devine comparabilă cu densitatea apei.
În medie, densitatea stelei noastre este de 1,4 kg/cm3 - aproape aceeași cu densitatea apei din Marea Moartă sărată. În centru, Soarele are o densitate de 100 kg/cm3. Materia stelară nu este în stare lichidă, ci există sub formă de plasmă.
Sub influența unei presiuni enorme și a unei temperaturi de aproximativ 100 milioane K, încep reacțiile termonucleare ale ciclului hidrogenului. Compresia se oprește, masa obiectului crește atunci când energia gravitațională se transformă în arderea termonucleară a hidrogenului. Din acest moment, noua stea, care emite energie, începe să piardă din masă.
Versiunea descrisă mai sus a formării stelelor este doar o diagramă primitivă care descrie Primul stagiu evoluția și nașterea unei stele. Astăzi, astfel de procese în galaxia noastră și în întregul Univers sunt practic invizibile din cauza epuizării intense a materialului stelar. În întreaga istorie conștientă a observațiilor galaxiei noastre, s-au notat doar apariții izolate de noi stele. La scara Universului, această cifră poate fi mărită de sute și mii de ori.
Pentru cea mai mare parte a vieții lor, protostelele sunt ascunse de ochiul uman de o coajă prăfuită. Radiația din miez poate fi observată doar în infraroșu, care este singura modalitate de a vedea nașterea unei stele. De exemplu, în Nebuloasa Orion în 1967, astrofizicienii au descoperit în intervalul infraroșu stea noua, a cărei temperatură de radiație era de 700 de grade Kelvin. Ulterior, s-a dovedit că locul de naștere al protostelelor sunt surse compacte care există nu numai în galaxia noastră, ci și în alte colțuri îndepărtate ale Universului. Pe lângă radiația infraroșie, locurile de naștere a noilor stele sunt marcate de semnale radio intense.
Procesul de studiu și evoluția stelelor
Întregul proces de cunoaștere a stelelor poate fi împărțit în mai multe etape. La început, ar trebui să determinați distanța până la stea. Informațiile despre cât de departe este steaua de noi și cât timp a venit lumina de la ea oferă o idee despre ceea ce s-a întâmplat cu steaua în acest timp. După ce omul a învățat să măsoare distanța până la stelele îndepărtate, a devenit clar că stelele sunt la fel ca soarele, doar marimi diferite si cu sorti diferite. Cunoscând distanța până la stea, nivelul de lumină și cantitatea de energie emisă pot fi folosite pentru a urmări procesul de fuziune termonucleară a stelei.
După ce ați determinat distanța până la stea, puteți utiliza analiza spectrală pentru a calcula compoziția chimică a stelei și pentru a afla structura și vârsta acesteia. Datorită apariției spectrografului, oamenii de știință au ocazia să studieze natura luminii stelelor. Acest dispozitiv poate determina și măsura compozitia gazelor materie stelară pe care o stea o posedă în diferite etape ale existenței sale.
Studiind analiza spectrală a energiei Soarelui și a altor stele, oamenii de știință au ajuns la concluzia că evoluția stelelor și planetelor are rădăcini comune. Toate corpurile cosmice au același tip, compoziție chimică similară și provin din aceeași materie, care a apărut ca urmare a Big Bang-ului.
Materia stelară este formată din aceeași elemente chimice(până la fier) ca planeta noastră. Singura diferență este în cantitatea anumitor elemente și în procesele care au loc pe Soare și în interiorul suprafeței solide a pământului. Acesta este ceea ce distinge stelele de alte obiecte din Univers. Originea stelelor ar trebui luată în considerare și în contextul unei alte discipline fizice: mecanica cuantică. Conform acestei teorii, materia care determină materia stelară constă în divizarea constantă a atomilor și a particulelor elementare care își creează propriul microcosmos. În această lumină, structura, compoziția, structura și evoluția stelelor prezintă interes. După cum sa dovedit, cea mai mare parte a masei stelei noastre și a multor alte stele este formată din doar două elemente - hidrogen și heliu. Un model teoretic care descrie structura stelelor ne va permite să înțelegem structura lor și principala diferență față de alte obiecte spațiale.
Caracteristica principală este că multe obiecte din Univers au o anumită dimensiune și formă, în timp ce o stea își poate schimba dimensiunea pe măsură ce se dezvoltă. Un gaz fierbinte este o combinație de atomi legați lejer între ei. La milioane de ani după formarea unei stele, stratul de suprafață al materiei stelare începe să se răcească. Steaua își eliberează cea mai mare parte a energiei în spațiul cosmic, scăzând sau crescând în dimensiune. Căldura și energia sunt transferate din interiorul stelei la suprafață, afectând intensitatea radiației. Cu alte cuvinte, aceeași stea arată diferit în diferite perioade ale existenței sale. Procesele termonucleare bazate pe reacții ale ciclului hidrogenului contribuie la transformarea atomilor ușori de hidrogen în elemente mai grele - heliu și carbon. Potrivit astrofizicienilor și oamenilor de știință nucleari, o astfel de reacție termonucleară este cea mai eficientă în ceea ce privește cantitatea de căldură generată.
De ce fuziunea termonucleară a nucleului nu se termină cu explozia unui astfel de reactor? Chestia este că forțele câmpului gravitațional din acesta pot menține materia stelară într-un volum stabilizat. Din aceasta putem trage o concluzie fără ambiguitate: orice stea este un corp masiv care își menține dimensiunea datorită echilibrului dintre forțele gravitaționale și energia reacțiilor termonucleare. Rezultatul unui astfel de model natural ideal este o sursă de căldură capabilă să funcționeze perioadă lungă de timp. Se presupune că primele forme de viață pe Pământ au apărut acum 3 miliarde de ani. Soarele în acele vremuri îndepărtate a încălzit planeta noastră la fel ca acum. În consecință, steaua noastră s-a schimbat puțin, în ciuda faptului că amploarea căldurii emise și a energiei solare este colosală - mai mult de 3-4 milioane de tone în fiecare secundă.
Nu este greu de calculat cât de multă greutate a pierdut steaua noastră de-a lungul anilor de existență. Aceasta va fi o cifră uriașă, dar datorită masei sale enorme și a densității mari, astfel de pierderi la scara Universului par nesemnificative.
Etape ale evoluției stelelor
Soarta stelei depinde de masa inițială a stelei și de compoziția sa chimică. În timp ce principalele rezerve de hidrogen sunt concentrate în miez, steaua rămâne în așa-numita secvență principală. De îndată ce există tendința de creștere a dimensiunii stelei, înseamnă că sursa principală de fuziune termonucleară s-a uscat. Calea finală lungă de transformare a corpului ceresc a început.
Luminile formate în Univers sunt inițial împărțite în trei tipuri cele mai comune:
- stele normale (pitice galbene);
- stele pitice;
- stele gigantice.
Stelele cu masă mică (pitici) își arde încet rezervele de hidrogen și își trăiesc viața destul de calm.
Astfel de stele sunt majoritatea în Univers, iar steaua noastră, o pitică galbenă, este una dintre ele. Odată cu apariția bătrâneții, o pitică galbenă devine o gigantă roșie sau supergigant.
Pe baza teoriei originii stelelor, procesul de formare a stelelor în Univers nu s-a încheiat. Cel mai stele strălucitoare din galaxia noastră nu sunt doar cele mai mari în comparație cu Soarele, ci și cele mai tinere. Astrofizicienii și astronomii numesc astfel de stele supergianti albastre. În cele din urmă, vor avea aceeași soartă ca trilioane de alte stele. Mai întâi are loc o naștere rapidă, o viață strălucitoare și arzătoare, după care urmează o perioadă de decădere lentă. Stelele de mărimea Soarelui au un ciclu lung de viață, fiind în secvența principală (în partea sa din mijloc).
Folosind datele despre masa unei stele, putem presupune calea evolutivă a acesteia de dezvoltare. O ilustrare clară a acestei teorii este evoluția stelei noastre. Nimic nu ține la nesfârșit. Ca urmare a fuziunii termonucleare, hidrogenul este transformat în heliu, prin urmare, rezervele sale originale sunt consumate și reduse. Într-o zi, nu foarte curând, aceste rezerve se vor epuiza. Judecând după faptul că Soarele nostru continuă să strălucească timp de mai bine de 5 miliarde de ani, fără a-și schimba dimensiunea, vârsta matură a stelei poate dura aproximativ aceeași perioadă.
Epuizarea rezervelor de hidrogen va duce la faptul că, sub influența gravitației, miezul soarelui va începe să se micșoreze rapid. Densitatea miezului va deveni foarte mare, drept urmare procesele termonucleare se vor muta în straturile adiacente miezului. Această stare se numește colaps, care poate fi cauzată de trecerea reacțiilor termonucleare în interior straturile superioare stele. Ca urmare a presiunii ridicate, sunt declanșate reacții termonucleare care implică heliu.
Rezervele de hidrogen și heliu din această parte a stelei vor dura milioane de ani. Nu va trece mult până când epuizarea rezervelor de hidrogen va duce la o creștere a intensității radiațiilor, la o creștere a dimensiunii învelișului și a dimensiunii stelei în sine. Ca urmare, Soarele nostru va deveni foarte mare. Dacă vă imaginați această imagine peste zeci de miliarde de ani, atunci în loc de un disc strălucitor, un disc roșu fierbinte de proporții gigantice va atârna pe cer. Giganții roșii reprezintă o fază naturală în evoluția unei stele, starea ei de tranziție în categoria stelelor variabile.
Ca urmare a acestei transformări, distanța de la Pământ la Soare va scădea, astfel încât Pământul va cădea în zona de influență a coroanei solare și va începe să se „prăjească” în ea. Temperatura de la suprafața planetei va crește de zece ori, ceea ce va duce la dispariția atmosferei și la evaporarea apei. Ca urmare, planeta se va transforma într-un deșert stâncos fără viață.
Etapele finale ale evoluției stelare
Ajunsă în faza de gigantă roșie, o stea normală devine o pitică albă sub influența proceselor gravitaționale. Dacă masa unei stele este aproximativ egală cu masa Soarelui nostru, toate procesele principale din ea se vor desfășura calm, fără impulsuri sau reacții explozive. Pitica albă va muri mult timp, arzând până la pământ.
În cazurile în care steaua a avut inițial o masă mai mare de 1,4 ori Soarele, pitica albă nu va fi etapa finală. Cu o masă mare în interiorul stelei, procesele de compactare a materiei stelare pe atom, nivel molecular. Protonii se transformă în neutroni, densitatea stelei crește, iar dimensiunea acesteia scade rapid.
Stelele neutronice cunoscute de știință au un diametru de 10-15 km. Cu o dimensiune atât de mică, o stea neutronică are o masă colosală. Un centimetru cub de materie stelară poate cântări miliarde de tone.
În cazul în care inițial aveam de-a face cu o stea de masă mare, etapa finală a evoluției ia alte forme. Soarta unei stele masive este o gaură neagră - un obiect cu o natură neexplorată și un comportament imprevizibil. Masa uriașă a stelei contribuie la creșterea forțelor gravitaționale, antrenând forțele de compresie. Nu este posibil să întrerupeți acest proces. Densitatea materiei crește până când devine infinită, formând un spațiu singular (teoria relativității a lui Einstein). Raza unei astfel de stele va deveni în cele din urmă zero, devenind o gaură neagră în spațiul cosmic. Ar exista mult mai multe găuri negre dacă stelele masive și supermasive ar ocupa cea mai mare parte a spațiului.
Trebuie remarcat faptul că atunci când o gigantă roșie se transformă într-o stea neutronică sau într-o gaură neagră, Universul poate experimenta fenomen unic— nașterea unui nou obiect spațial.
Nașterea unei supernove este cea mai spectaculoasă etapă finală a evoluției stelelor. Aici operează o lege naturală a naturii: încetarea existenței unui corp dă naștere unei noi vieți. Perioada unui astfel de ciclu precum nașterea unei supernove se referă în principal la stele masive. Rezervele epuizate de hidrogen duc la includerea heliului și carbonului în procesul de fuziune termonucleară. Ca urmare a acestei reacții, presiunea crește din nou și se formează un miez de fier în centrul stelei. Sub influența forțelor gravitaționale puternice, centrul de masă se deplasează în partea centrală a stelei. Miezul devine atât de greu încât nu poate rezista propriei gravitații. Ca urmare, începe expansiunea rapidă a miezului, ceea ce duce la o explozie instantanee. Nașterea unei supernove este o explozie, o undă de șoc de forță monstruoasă, un fulger strălucitor în vastele întinderi ale Universului.
Trebuie remarcat faptul că Soarele nostru nu este o stea masivă, așa că o soartă similară nu o amenință, iar planeta noastră nu ar trebui să se teamă de un astfel de sfârșit. În cele mai multe cazuri, exploziile de supernove au loc în galaxii îndepărtate, motiv pentru care sunt rareori detectate.
In cele din urma
Evoluția stelelor este un proces care se întinde pe zeci de miliarde de ani. Ideea noastră despre procesele care au loc este doar un model matematic și fizic, o teorie. Timpul pământesc este doar un moment din uriașul ciclu de timp în care trăiește Universul nostru. Putem doar să observăm ce s-a întâmplat cu miliarde de ani în urmă și să ne imaginăm cu ce se pot confrunta generațiile ulterioare de pământeni.
Dacă aveți întrebări, lăsați-le în comentariile de sub articol. Noi sau vizitatorii noștri vom fi bucuroși să le răspundem
Viața internă a unei stele este reglementată de influența a două forțe: forța gravitațională, care contracarează steaua și o reține, și forța eliberată în timpul reacțiilor nucleare care au loc în nucleu. Dimpotrivă, tinde să „împingă” steaua în spațiul îndepărtat. În timpul etapelor de formare, o stea densă și comprimată este puternic influențată de gravitație. Ca urmare, are loc o încălzire puternică, temperatura ajunge la 10-20 de milioane de grade. Acest lucru este suficient pentru a începe reacțiile nucleare, în urma cărora hidrogenul este transformat în heliu.
Apoi, pe o perioadă lungă de timp, cele două forțe se echilibrează reciproc, steaua este într-o stare stabilă. Când combustibilul nuclear din miez se epuizează treptat, steaua intră într-o fază de instabilitate, două forțe opuse. Vine un moment critic pentru o stea; o varietate de factori intră în joc - temperatura, densitatea, compoziția chimică. Masa stelei este pe primul loc; viitorul acestui corp ceresc depinde de ea - fie steaua va exploda ca o supernova, fie se va transforma într-o pitică albă, o stea neutronică sau o gaură neagră.
Cum se epuizează hidrogenul
Doar cele mai mari dintre corpurile cerești (de aproximativ 80 de ori masa lui Jupiter) devin stele, cele mai mici (de aproximativ 17 ori mai mici decât Jupiter) devin planete. Există și corpuri de masă medie, sunt prea mari pentru a aparține clasei planetelor și prea mici și reci pentru ca reacțiile nucleare caracteristice stelelor să apară în adâncurile lor.
Aceste corpuri cerești de culoare închisă au luminozitate scăzută și sunt destul de greu de distins pe cer. Se numesc „pitici maro”.
Deci, o stea se formează din nori de gaz interstelar. După cum sa menționat deja, vedeta rămâne într-o stare echilibrată pentru o perioadă destul de lungă. Apoi vine o perioadă de instabilitate. Mai departe soarta stelele depind de diverși factori. Luați în considerare o stea mică ipotetică a cărei masă este între 0,1 și 4 mase solare. O trăsătură caracteristică a stelelor cu masă mică este absența convecției în straturile interioare, adică. Substanțele care alcătuiesc steaua nu se amestecă, așa cum se întâmplă la stelele cu masă mare.
Aceasta înseamnă că atunci când hidrogenul din miez se epuizează, nu există rezerve noi ale acestui element în straturile exterioare. Hidrogenul arde și se transformă în heliu. Încetul cu încetul, miezul se încălzește, straturile de suprafață își destabilizează propria structură, iar steaua, după cum se poate observa din diagrama H-R, părăsește încet faza Secvenței Principale. În noua fază, densitatea materiei din interiorul stelei crește, compoziția nucleului „degenerează” și, ca urmare, apare o consistență specială. Este diferit de materia normală.
Modificarea materiei
Când materia se schimbă, presiunea depinde doar de densitatea gazelor, nu de temperatură.
În diagrama Hertzsprung–Russell, steaua se mișcă la dreapta și apoi în sus, apropiindu-se de regiunea gigant roșie. Dimensiunile sale cresc semnificativ și, din această cauză, temperatura straturilor exterioare scade. Diametrul unui gigant roșu poate atinge sute de milioane de kilometri. Când al nostru intră în această fază, va „înghiți” sau Venus, iar dacă nu poate captura Pământul, îl va încălzi într-o asemenea măsură încât viața pe planeta noastră va înceta să mai existe.
În timpul evoluției unei stele, temperatura nucleului acesteia crește. Mai întâi au loc reacții nucleare, apoi, la atingerea temperaturii optime, heliul începe să se topească. Când se întâmplă acest lucru, creșterea bruscă a temperaturii de la miez provoacă o erupție și steaua se deplasează rapid în partea stângă a diagramei H-R. Acesta este așa-numitul „bliț de heliu”. În acest moment, miezul care conține heliu arde împreună cu hidrogenul, care face parte din învelișul care înconjoară miezul. Pe diagrama H-R, această etapă este înregistrată prin deplasarea spre dreapta de-a lungul unei linii orizontale.
Ultimele faze ale evoluției
Când heliul este transformat în carbon, nucleul este modificat. Temperatura lui crește până când (dacă steaua este mare) până când carbonul începe să ardă. Apare un nou focar. În orice caz, în ultimele faze ale evoluției stelei, se remarcă o pierdere semnificativă a masei acesteia. Acest lucru se poate întâmpla treptat sau brusc, în timpul unei izbucniri, când straturile exterioare ale stelei izbucnesc ca o bulă mare. În acest din urmă caz, se formează o nebuloasă planetară - o înveliș sferică, care se răspândește în spațiul cosmic cu o viteză de câteva zeci sau chiar sute de km/sec.
Soarta finală a unei stele depinde de masa rămasă după tot ce se întâmplă în ea. Dacă a ejectat multă materie în timpul tuturor transformărilor și erupțiilor și masa sa nu depășește 1,44 mase solare, steaua se transformă într-o pitică albă. Această cifră este numită „limita Chandra-sekhar” în onoarea astrofizicianului pakistanez Subrahmanyan Chandrasekhar. Aceasta este masa maximă a unei stele la care s-ar putea să nu aibă loc un capăt catastrofal din cauza presiunii electronilor din miez.
După explozia straturilor exterioare, nucleul stelei rămâne, iar temperatura suprafeței acesteia este foarte ridicată - aproximativ 100.000 °K. Steaua se deplasează spre marginea stângă a diagramei H-R și coboară. Luminozitatea sa scade pe măsură ce dimensiunea sa scade.
Steaua ajunge încet în zona piticii albe. Acestea sunt stele cu diametru mic (ca la noi), dar caracterizate printr-o densitate foarte mare, de un milion și jumătate de ori densitatea apei. Un centimetru cub din materialul care alcătuiește o pitică albă ar cântări aproximativ o tonă pe Pământ!
O pitică albă reprezintă stadiul final al evoluției stelelor, fără izbucniri. Ea se răcește treptat.
Oamenii de știință cred că sfârșitul piticii albe este foarte lent, cel puțin de la începutul Universului, se pare că nici măcar o pitică albă nu a suferit de „moarte termică”.
Dacă steaua este mare și masa ei mai mare decât soarele, va exploda ca o supernova. În timpul unei erupții, o stea se poate prăbuși complet sau parțial. În primul caz, ceea ce va rămâne în urmă este un nor de gaz cu materie reziduală din stea. În al doilea, corpul ceresc rămâne cea mai mare densitate– stea neutronică sau gaură neagră.
Prima parte ASPECT ASTRONOMIC AL PROBLEMEI
4. Evoluția stelelor Astronomia modernă are un număr mare de argumente în favoarea afirmației că stelele se formează prin condensarea norilor de gaz și praf în mediul interstelar. Procesul de formare a stelelor din acest mediu continuă până în zilele noastre. Clarificarea acestei circumstanțe este una dintre cele mai mari realizări ale astronomiei moderne. Până de curând, se credea că toate stelele s-au format aproape simultan cu multe miliarde de ani în urmă. Prăbușirea acestor idei metafizice a fost facilitată, în primul rând, de progresul astronomiei observaționale și de dezvoltarea teoriei structurii și evoluției stelelor. Drept urmare, a devenit clar că multe dintre stelele observate sunt obiecte relativ tinere, iar unele dintre ele au apărut când omul era deja pe Pământ. Un argument important în favoarea concluziei că stelele se formează din mediul interstelar de gaz și praf este localizarea unor grupuri de stele evident tinere (așa-numitele „asocieri”) în brațele spirale ale Galaxiei. Cert este că, conform observațiilor radioastronomice, gazul interstelar este concentrat în principal în brațele spirale ale galaxiilor. În special, acest lucru se întâmplă în Galaxia noastră. Mai mult, din „imagini radio” detaliate ale unor galaxii apropiate de noi rezultă că cea mai mare densitate Gazul interstelar este observat la marginile interioare (față de centrul galaxiei corespunzătoare) ale spiralei, ceea ce găsește o explicație naturală, asupra căreia nu ne putem opri aici. Dar tocmai în aceste părți ale spiralelor sunt observate „zonele HII”, adică nori de gaz interstelar ionizat, prin metode de astronomie optică. În cap. 3 s-a spus deja că cauza ionizării unor astfel de nori poate fi doar radiația ultravioletă de la stele fierbinți masive - în mod evident obiecte tinere (vezi mai jos). În centrul problemei evoluției stelelor este problema surselor de energie a acestora. Într-adevăr, de unde provine, de exemplu, cantitatea enormă de energie necesară pentru a menține radiația Soarelui la aproximativ nivelul observat timp de câteva miliarde de ani? În fiecare secundă Soarele emite 4x10 33 ergi, iar peste 3 miliarde de ani a emis 4x10 50 ergi. Nu există nicio îndoială că vârsta Soarelui este de aproximativ 5 miliarde de ani. Acest lucru rezultă cel puțin din estimările moderne ale vârstei Pământului folosind diferite metode radioactive. Este puțin probabil ca Soarele să fie „mai tânăr” decât Pământul. În secolul trecut și la începutul acestui secol s-au propus diverse ipoteze despre natura surselor de energie ale Soarelui și stelelor. Unii oameni de știință, de exemplu, credeau că sursa energiei solare a fost căderea continuă a meteoroizilor pe suprafața sa, alții au căutat sursa în comprimarea continuă a Soarelui. Energia potențială eliberată în timpul unui astfel de proces se poate transforma, în anumite condiții, în radiații. După cum vom vedea mai jos, această sursă poate fi destul de eficientă într-un stadiu incipient al evoluției stelare, dar nu poate furniza radiații de la Soare pentru timpul necesar. Progresele în fizica nucleară au făcut posibilă rezolvarea problemei surselor de energie stelară încă de la sfârșitul anilor treizeci ai secolului nostru. O astfel de sursă sunt reacțiile de fuziune termonucleară care au loc în intestinele stelelor în condiții foarte predominante. temperatura ridicata(aproximativ zece milioane Kelvin). Ca urmare a acestor reacții, a căror viteză depinde puternic de temperatură, protonii se transformă în nuclee de heliu, iar energia eliberată „se scurge” încet prin adâncimea stelelor și, în cele din urmă, transformată semnificativ, este emisă în spațiul cosmic. Aceasta este o sursă extrem de puternică. Dacă presupunem că inițial Soarele era format doar din hidrogen, care în urma reacțiilor termonucleare a fost complet transformat în heliu, atunci cantitatea de energie eliberată va fi de aproximativ 10 52 erg. Astfel, pentru a menține radiația la nivelul observat timp de miliarde de ani, este suficient ca Soarele să „utilizeze” nu mai mult de 10% din rezerva sa inițială de hidrogen. Acum ne putem imagina evoluția unei stele după cum urmează. Din anumite motive (mai multe dintre ele pot fi specificate), un nor de gaz interstelar și mediu de praf a început să se condenseze. Destul de curând (desigur, la scară astronomică!) sub influența forțelor gravitația universală din acest nor se formează o minge de gaz opac relativ dens. Strict vorbind, această minge nu poate fi încă numită stea, deoarece în regiunile sale centrale temperatura nu este suficientă pentru a începe reacțiile termonucleare. Presiunea gazului din interiorul mingii nu este încă capabilă să echilibreze forțele de atracție ale părților sale individuale, așa că se va comprima continuu. Unii astronomi credeau anterior că astfel de „protostele” au fost observate în nebuloase individuale sub formă de formațiuni compacte foarte întunecate, așa-numitele globule (Fig. 12). Succesele radioastronomiei ne-au obligat însă să renunțăm la acest punct de vedere destul de naiv (vezi mai jos). De obicei, nu se formează o singură protostea în același timp, ci un grup mai mult sau mai puțin numeros dintre ele. Ulterior, aceste grupuri devin asociații și clustere stelare, bine cunoscute astronomilor. Este foarte probabil ca în această etapă foarte timpurie a evoluției stelei, în jurul ei să se formeze aglomerări de masă mai mică, care apoi se transformă treptat în planete (vezi capitolul 9).Orez. 12. Globuli într-o nebuloasă de difuzie
Când o protostea se contractă, temperatura acesteia crește și o parte semnificativă din energia potențială eliberată este radiată în spațiul înconjurător. Deoarece dimensiunile mingii de gaz care se prăbușesc sunt foarte mari, radiația pe unitatea de suprafață a acesteia va fi nesemnificativă. Deoarece fluxul de radiație pe unitatea de suprafață este proporțional cu a patra putere a temperaturii (legea Stefan-Boltzmann), temperatura straturilor de suprafață ale stelei este relativ scăzută, în timp ce luminozitatea sa este aproape aceeași cu cea a unei stele obișnuite cu aceeași masă. Prin urmare, pe diagrama spectru-luminozitate, astfel de stele vor fi situate în dreapta secvenței principale, adică vor cădea în regiunea giganților roșii sau a piticelor roșii, în funcție de valorile maselor lor inițiale. Ulterior, protostarul continuă să se contracte. Dimensiunile sale devin mai mici, iar temperatura suprafeței crește, drept urmare spectrul devine din ce în ce mai „devreme”. Astfel, deplasându-se de-a lungul diagramei spectru-luminozitate, protostarul se va „așeza” destul de repede pe secvența principală. În această perioadă, temperatura interiorului stelar este deja suficientă pentru ca acolo să înceapă reacțiile termonucleare. În acest caz, presiunea gazului din interiorul viitoarei stele echilibrează atracția și bila de gaz încetează să se comprima. O protostea devine o stea. Este nevoie de relativ puțin timp pentru ca protostele să treacă prin această etapă timpurie a evoluției lor. Dacă, de exemplu, masa protostelei este mai mare decât cea solară, durează doar câteva milioane de ani, dacă mai puțin, câteva sute de milioane de ani. Deoarece timpul de evoluție al protostelelor este relativ scurt, această fază timpurie a dezvoltării stelelor este dificil de detectat. Cu toate acestea, se pare că stele într-o astfel de etapă sunt observate. Adică foarte vedete interesante tip T Tauri, de obicei scufundat în nebuloase întunecate. În 1966, în mod destul de neașteptat, a devenit posibilă observarea protostelelor în stadiile incipiente ale evoluției lor. Am menționat deja în al treilea capitol al acestei cărți despre descoperirea prin radioastronomie a unui număr de molecule în mediul interstelar, în primul rând hidroxil OH și vapori de apă H2O. Radioastronomii au fost foarte surprinși când, la supravegherea 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 să creadă chiar că astfel de linii radio luminoase ar putea aparține unei molecule de hidroxil. S-a emis ipoteza că aceste linii aparțineau unei substanțe necunoscute, căreia i s-a dat imediat numele „corespunzător” „mysterium”. Cu toate acestea, „mysterium” a împărtășit foarte curând soarta „fraților” săi optici - „nebulia” și „corona”. Faptul este că, timp de multe decenii, liniile luminoase ale nebuloaselor și ale coroanei solare nu au putut fi identificate cu nicio linii spectrale cunoscute. Prin urmare, acestea au fost atribuite anumitor elemente ipotetice necunoscute pe pământ - „nebuliu” și „coroană”. Să nu zâmbim condescendent față de ignoranța astronomilor de la începutul secolului nostru: până la urmă, atunci nu exista o teorie atomică! Dezvoltarea fizicii nu a lăsat loc în sistemul periodic al lui Mendeleev pentru „celeste” exotice: în 1927, „nebuliul” a fost dezmințit, ale cărui linii au fost identificate complet cu liniile „interzise” de oxigen și azot ionizat și în 1939 -1941. S-a demonstrat în mod convingător că liniile misterioase „coroniu” aparțin atomilor ionizați multiplicați de fier, nichel și calciu. Dacă a fost nevoie de zeci de ani pentru a „demachia” „nebuliul” și „codonia”, atunci în câteva săptămâni de la descoperire a devenit clar că liniile de „misteriu” aparțin hidroxilului obișnuit, dar numai în condiții neobișnuite. Observații ulterioare, în primul rând, au relevat faptul că sursele „misterului” au dimensiuni unghiulare extrem de mici. Acest lucru a fost arătat folosind noul de atunci, foarte metoda eficienta cercetare, numită „interferometrie radio la linii de bază foarte lungi”. Esența metodei se rezumă la observarea simultană a surselor pe două radiotelescoape situate la distanțe de câteva mii de km unul de celălalt. După cum se dovedește, rezoluția unghiulară este determinată de raportul dintre lungimea de undă și distanța dintre radiotelescoape. În cazul nostru, această valoare poate fi ~3x10 -8 rad sau câteva miimi de secundă de arc! Rețineți că în astronomia optică o astfel de rezoluție unghiulară este încă complet de neatins. Astfel de observații au arătat că există macar trei clase de surse de „misteriu”. Aici ne vor interesa sursele de clasa I. Toate acestea sunt situate în interiorul nebuloaselor ionizate gazoase, cum ar fi celebra Nebuloasă Orion. După cum am menționat deja, dimensiunile lor sunt extrem de mici, de multe mii de ori mai mici decât dimensiunea nebuloasei. Cel mai interesant lucru este că au o structură spațială complexă. Luați în considerare, de exemplu, o sursă situată într-o nebuloasă numită W3.
Orez. 13. Profilele celor patru componente ale liniei hidroxil
În fig. Figura 13 prezintă profilul liniei OH emisă de această sursă. După cum puteți vedea, constă dintr-un număr mare de linii luminoase înguste. Fiecare linie corespunde unei anumite viteze de mișcare de-a lungul liniei de vedere a norului care emite această linie. Mărimea acestei viteze este determinată de efectul Doppler. Diferența de viteze (de-a lungul liniei de vedere) între diferiți nori ajunge la ~10 km/s. Observațiile interferometrice menționate mai sus au arătat că norii care emit fiecare linie nu sunt aliniați spațial. Imaginea se dovedește astfel: într-o zonă cu dimensiunea de aproximativ 1,5 secunde, arcurile se mișcă cu la viteze diferite aproximativ 10 nori compacti. Fiecare nor emite o linie specifică (de frecvență). Dimensiunile unghiulare ale norilor sunt foarte mici, de ordinul a câteva miimi de secundă de arc. Deoarece distanța până la nebuloasa W3 este cunoscută (aproximativ 2000 pc), dimensiunile unghiulare pot fi ușor convertite în cele liniare. 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 fel de nori sunt aceștia și de ce emit atât de mult în liniile radio hidroxil? Răspunsul la a doua întrebare a fost primit destul de repede. S-a dovedit că mecanismul de radiație este destul de similar cu cel observat în masere și lasere de laborator. Deci, sursele de „misteriu” sunt masere cosmice uriașe, naturale care operează la valul liniei hidroxil, a căror lungime este de 18 cm. Este în masere (și la frecvențe optice și infraroșii - în lasere) acea luminozitate enormă în linia este realizată, iar lățimea sa spectrală este mică. După cum se știe, amplificarea radiației în linii datorită acestui efect este posibilă atunci când mediul în care se propagă radiația este „activat” într-un fel. Aceasta înseamnă că o sursă de energie „externă” (așa-numita „pompare”) face concentrația de atomi sau molecule la nivelul inițial (superior) anormal de mare. Fără o „pompare” permanentă, un maser sau laser este imposibil. Problema naturii mecanismului de „pompare” maserelor cosmice nu a fost încă rezolvată complet. Cu toate acestea, cel mai probabil, „pomparea” este servită de un destul de puternic Radiatii infrarosii. Un alt mecanism posibil de pompare ar putea fi anumite reacții chimice. Merită să ne întrerupem povestea despre maserii cosmici pentru a ne gândi la fenomenele uimitoare pe care le întâlnesc astronomii în spațiu. Una dintre cele mai mari invenții tehnice ale secolului nostru turbulent, care joacă un rol semnificativ în revoluția științifică și tehnologică pe care o trăim acum, se realizează cu ușurință în condiții naturale și, mai mult, la scară uriașă! Fluxul de emisie radio de la unele masere cosmice este atât de mare încât ar fi putut fi detectat chiar și la nivelul tehnic al radioastronomiei în urmă cu 35 de ani, adică chiar înainte de inventarea maserelor și laserelor! Pentru a face acest lucru, trebuia „doar” să cunoașteți lungimea de undă exactă a legăturii radio OH și să fiți interesat de problemă. Apropo, nu este prima dată când cele mai importante probleme științifice și tehnice cu care se confruntă omenirea au fost realizate în condiții naturale. Reacțiile termonucleare care susțin radiația Soarelui și a stelelor (vezi mai jos) au stimulat dezvoltarea și implementarea proiectelor de producere a „combustibilului” nuclear pe Pământ, care în viitor ar trebui să rezolve toate problemele noastre energetice. Din păcate, suntem încă departe de a rezolva asta cea mai importantă sarcină, pe care natura a decis „cu ușurință”. În urmă cu un secol și jumătate, fondatorul teoriei ondulatorii a luminii, Fresnel, a remarcat (cu o altă ocazie, desigur): „Natura râde de dificultățile noastre.” După cum vedem, remarca lui Fresnel este și mai adevărată astăzi. Să revenim, totuși, la maserii cosmici. Deși mecanismul de „pompare” a acestor masere nu este încă complet clar, este totuși posibil să ne facem o idee aproximativă a condițiilor fizice din nori care emit linia de 18 cm folosind mecanismul maser. că acești nori sunt destul de denși: pe centimetru cub există cel puțin 10 8 -10 9 particule, iar o parte semnificativă (și poate cea mai mare parte) dintre ele sunt molecule. Este puțin probabil ca temperatura să depășească două mii Kelvin, cel mai probabil este de aproximativ 1000 Kelvin. Aceste proprietăți sunt net diferite de proprietățile chiar și ale celor mai denși nori de gaz interstelar. Având în vedere dimensiunea relativ mică a norilor, ajungem involuntar la concluzia că este mai probabil să semene cu atmosferele extinse, destul de reci, ale stelelor supergigant. Este foarte probabil ca acești nori să nu fie altceva decât o etapă incipientă în dezvoltarea protostelelor, imediat după condensarea lor din mediul interstelar. Alte fapte susțin și această afirmație (pe care autorul acestei cărți a exprimat-o încă din 1966). În nebuloasele în care se observă masere cosmice, sunt vizibile stele tinere, fierbinți (vezi mai jos). În consecință, procesul de formare a stelelor de acolo sa încheiat recent și, cel mai probabil, continuă și în prezent. Poate cel mai curios lucru este că, așa cum arată observațiile de radioastronomie, maserii cosmici de acest tip sunt, parcă, „cufundați” în nori mici și foarte denși de hidrogen ionizat. Sunt mulți în acești nori praf cosmic, ceea ce le face neobservabile în domeniul optic. Astfel de „coconi” sunt ionizați de steaua tânără, fierbinte, aflată în interiorul lor. Astronomia în infraroșu s-a dovedit a fi foarte utilă în studierea proceselor de formare a stelelor. Într-adevăr, pentru razele infraroșii, absorbția interstelară a luminii nu este atât de semnificativă. Ne putem imagina acum următoarea imagine: din norul mediului interstelar, prin condensarea acestuia, se formează mai multe aglomerări greutăți diferite, evoluând în protostaruri. Rata de evoluție este diferită: pentru aglomerări mai masive va fi mai mare (vezi Tabelul 2 de mai jos). Prin urmare, cel mai masiv pâlc se va transforma mai întâi într-o stea fierbinte, în timp ce restul va persista mai mult sau mai puțin în stadiul de protostea. Le observăm ca surse de radiație maser în imediata apropiere a unei stele fierbinți „nou-născute”, ionizând hidrogenul „cocon” care nu s-a condensat în aglomerări. Desigur, această schemă brută va fi rafinată și mai mult și, desigur, vor fi aduse modificări semnificative. Dar adevărul rămâne: s-a dovedit în mod neașteptat că de ceva timp (cel mai probabil un timp relativ scurt) protostele nou-născuți, la figurat vorbind, „țipă” despre nașterea lor, folosind folosind cele mai recente metode radiofizică cuantică (adică maseri)... La 2 ani de la descoperirea maserelor cosmice pe hidroxil (linia de 18 cm) - s-a constatat că aceleași surse emit simultan (tot printr-un mecanism maser) o linie de vapori de apă, cu lungimea de undă de care este de 1, 35 cm. Intensitatea maserului „apă” este chiar mai mare decât a celui „hidroxil”. Norii care emit linia H2O, deși se află în același volum mic ca norii „hidroxil”, se mișcă cu viteze diferite și sunt mult mai compacti. Nu poate fi exclus ca în viitorul apropiat să fie descoperite și alte linii maser*. Astfel, în mod destul de neașteptat, radioastronomia a transformat problema clasică a formării stelelor într-o ramură a astronomiei observaționale**. Ajunsă în secvența principală și încetând să se mai contracte, steaua radiază mult timp, practic fără a-și schimba poziția pe diagrama spectru-luminozitate. Radiația sa este susținută de reacții termonucleare care au loc în regiunile centrale. Astfel, secvența principală este, așa cum ar fi, o locație geometrică a punctelor pe diagrama spectru-luminozitate în care o stea (în funcție de masa sa) poate emite mult timp și în mod constant datorită reacțiilor termonucleare. Locul unei stele în secvența principală este determinat de masa sa. Trebuie remarcat faptul că mai există un parametru care determină poziția stelei emițătoare de echilibru pe diagrama spectru-luminozitate. Acest parametru este compoziția chimică inițială a stelei. Dacă abundența relativă a elementelor grele scade, steaua va „cădea” în diagrama de mai jos. Această împrejurare explică prezența unei secvențe de subpitici. După cum am menționat mai sus, abundența relativă a elementelor grele în aceste stele este de zeci de ori mai mică decât în stelele din secvența principală. Timpul pe care o stea rămâne pe secvența principală este determinat de masa sa inițială. Dacă masa este mare, radiația stelei are o putere enormă și își epuizează rapid rezervele de hidrogen „combustibil”. De exemplu, stelele din secvența principală cu o masă de câteva zeci de ori mai mare decât Soarele (acestea sunt giganți albaștri fierbinți din clasa spectrală O) pot emite în mod constant, rămânând în această secvență doar câteva milioane de ani, în timp ce stelele cu o masă apropiată de solare, au fost pe secvența principală timp de 10-15 miliarde de ani. Mai jos este tabelul. 2, indicând durata calculată a compresiei gravitaționale și rămânerea în secvența principală pentru stele din diferite clase spectrale. Același tabel prezintă valorile maselor, razelor și luminozităților stelelor în unități solare.
masa 2
| ani | |||||
|
Clasa spectrală |
Luminozitate |
compresie gravitațională |
rămâneți pe secvența principală | ||
|
G2 (soare) |
|||||
Orez. 14. Urme evolutive pentru stele de diferite mase pe diagrama luminozitate-temperatura
Orez. 15. Diagrama Hertzsprung-Russell pentru clusterul stelar NGC 2254
Orez. 16. Diagrama Hertzsprung - Russell pentru clusterul globular M 3. De-a lungul axei verticale - mărimea relativă
Diagrama corespunzătoare arată în mod clar întreaga secvență principală, inclusiv partea din stânga sus, unde sunt situate stelele fierbinți masive (un indice de culoare de 0,2 corespunde unei temperaturi de 20 mii K, adică un spectru de clasă B). Clusterul globular M3 este un obiect „vechi”. Este clar vizibil că aproape nu există stele în partea superioară a diagramei secvenței principale construite pentru acest cluster. Dar ramura gigant roșie a lui M 3 este foarte bogat reprezentată, în timp ce NGC 2254 are foarte puține giganți roșii. Acest lucru este de înțeles: în vechiul cluster M 3, un număr mare de stele au „părăsit” deja secvența principală, în timp ce în grupul tânăr NGC 2254 acest lucru s-a întâmplat doar cu un număr mic de stele relativ masive, cu evoluție rapidă. Este de remarcat faptul că ramura gigantică pentru M 3 merge destul de abrupt în sus, în timp ce pentru NGC 2254 este aproape orizontală. Din punct de vedere teoretic, acest lucru poate fi explicat prin conținutul semnificativ mai scăzut de elemente grele din M 3. Și într-adevăr, în stelele din clustere globulare (precum și în alte stele care se concentrează nu atât spre planul galactic, cât spre centrul galactic), abundența relativă a elementelor grele este nesemnificativă. În diagrama „indice de culoare - luminozitate” pentru M 3, este vizibilă o altă ramură aproape orizontală. Nu există nicio ramură similară în diagrama construită pentru NGC 2254. Teoria explică apariția acestei ramuri după cum urmează. După ce temperatura nucleului dens de heliu contractant al stelei - o gigantă roșie - atinge 100-150 milioane K, o nouă reacție nucleară va începe să aibă loc acolo. Această reacție constă în formarea unui nucleu de carbon din trei nuclee de heliu. De îndată ce începe această reacție, compresia nucleului se va opri. Ulterior, straturile de suprafață
stelele își măresc temperatura și steaua din diagrama spectru-luminozitate se va deplasa spre stânga. Din astfel de stele se formează a treia ramură orizontală a diagramei pentru M 3.
Orez. 17. Rezumat Diagrama Hertzsprung-Russell pentru 11 clustere de stele
În fig. Figura 17 prezintă schematic o diagramă sumar „culoare-luminozitate” pentru 11 clustere, dintre care două (M 3 și M 92) sunt globulare. Este clar vizibil modul în care secvențele principale ale diferitelor clustere „se îndoaie” spre dreapta și în sus, în deplin acord cu conceptele teoretice care au fost deja discutate. Din fig. 17 se poate determina imediat care clustere sunt tinere și care sunt bătrâne. De exemplu, clusterul „dublu” X și h Perseus este tânăr. A „conservat” o parte semnificativă a secvenței principale. Clusterul M 41 este mai vechi, clusterul Hyades este chiar mai vechi, iar clusterul M 67 este foarte vechi, diagrama culoare-luminozitate pentru care este foarte asemănătoare cu diagrama similară pentru clusterele globulare M 3 și M 92. Numai gigantul ramura clusterelor globulare este mai mare în acord cu diferențele în compoziție chimică, care au fost menționate mai devreme. Astfel, datele observaționale confirmă și justifică pe deplin concluziile teoriei. Ar părea dificil să ne așteptăm la verificarea observațională a teoriei proceselor din interioarele stelare, care ne sunt ascunse de o grosime uriașă a materiei stelare. Și totuși teoria de aici este monitorizată constant de practica observațiilor astronomice. Trebuie remarcat faptul că compilarea unui număr mare de diagrame culoare-luminozitate a necesitat o muncă enormă din partea astronomilor observatori și o îmbunătățire radicală a metodelor de observare. Pe de altă parte, progresele în teoria structurii interne și a evoluției stelelor ar fi fost imposibile fără tehnologia modernă de calcul bazată pe utilizarea mașinilor electronice de calcul de mare viteză. Cercetările în domeniul fizicii nucleare au oferit, de asemenea, un serviciu neprețuit teoriei, făcând posibilă obținerea caracteristici cantitative acele reacții nucleare care au loc în interiorul stelelor. Fără exagerare, putem spune că dezvoltarea teoriei structurii și evoluției stelelor este una dintre cele mai mari realizări în astronomie din a doua jumătate a secolului XX. Dezvoltarea fizicii moderne deschide posibilitatea testării observaționale directe a teoriei structurii interne a stelelor și în special a Soarelui. Vorbim despre posibilitatea detectării unui flux puternic de neutrini, care ar trebui să fie emis de Soare dacă au loc reacții nucleare în adâncurile sale. Este bine cunoscut faptul că neutrinii interacționează extrem de slab cu alții particule elementare. De exemplu, un neutrin poate zbura prin toată grosimea Soarelui aproape fără absorbție, în timp ce radiația de raze X poate trece prin doar câțiva milimetri de materie din interiorul solar fără absorbție. Dacă ne imaginăm că un fascicul puternic de neutrini cu energia fiecărei particule înăuntru
Soarele nostru strălucește de mai bine de 4,5 miliarde de ani. În același timp, consumă constant hidrogen. Este absolut clar că oricât de mari ar fi rezervele sale, acestea se vor epuiza cândva. Și ce se va întâmpla cu luminatorul? Există un răspuns la această întrebare. Ciclul de viață al unei stele poate fi studiat din alte formațiuni cosmice similare. La urma urmei, există adevărați patriarhi în spațiu, a căror vârstă este de 9-10 miliarde de ani. Și există vedete foarte tinere. Ele nu au mai mult de câteva zeci de milioane de ani.
În consecință, observând starea diferitelor stele cu care este „împrăștiat” Universul, se poate înțelege cum se comportă acestea în timp. Aici putem face o analogie cu un observator extraterestru. A zburat pe Pământ și a început să studieze oamenii: copii, adulți, bătrâni. Astfel, într-o perioadă foarte scurtă de timp, a înțeles ce schimbări se întâmplă oamenilor de-a lungul vieții.
Soarele este în prezent o pitică galbenă - 1
Vor trece miliarde de ani și va deveni o gigantă roșie - 2
Și apoi se va transforma într-o pitică albă - 3
Prin urmare, putem spune cu toată încrederea că când rezervele de hidrogen din partea centrală a Soarelui sunt epuizate, reacția termonucleară nu se va opri. Zona în care va continua acest proces va începe să se deplaseze spre suprafața stelei noastre. Dar, în același timp, forțele gravitaționale nu vor mai putea influența presiunea care este generată ca urmare a reacției termonucleare.
Prin urmare, steaua va începe să crească în dimensiune și să se transforme treptat într-o gigantă roșie. Acesta este un obiect spațial dintr-o etapă târzie de evoluție. Dar se întâmplă și într-un stadiu incipient în timpul formării stelelor. Numai în al doilea caz uriașul roșu se micșorează și se transformă în steaua secvenței principale. Adică, una în care are loc reacția de sinteză a heliului din hidrogen. Într-un cuvânt, acolo unde începe ciclul de viață al unei stele este locul unde se termină.
Soarele nostru va crește atât de mult în dimensiune încât va înghiți planetele din apropiere. Acestea sunt Mercur, Venus și Pământ. Dar nu te speria. Steaua va începe să moară peste câteva miliarde de ani. În acest timp, zeci și poate sute de civilizații se vor schimba. O persoană va ridica un club de mai multe ori, iar după mii de ani se va așeza din nou la un computer. Aceasta este ciclicitatea obișnuită pe care se bazează întregul Univers.
Dar a deveni un gigant roșu nu înseamnă sfârșit. Reacția termonucleară va arunca învelișul exterior în spațiu. Și în centru va rămâne un miez de heliu lipsit de energie. Sub influența forțelor gravitaționale, se va comprima și, în cele din urmă, se va transforma într-o formațiune cosmică extrem de densă, cu o masă mare. Se numesc astfel de rămășițe de stele dispărute și care se răcesc încet pitice albe.
Pitica noastră albă va avea o rază de 100 de ori mai mică decât raza Soarelui, iar luminozitatea sa va scădea de 10 mii de ori. În acest caz, masa va fi comparabilă cu cea solară actuală, iar densitatea va fi de un milion de ori mai mare. Există o mulțime de astfel de pitice albe în Galaxia noastră. Numărul lor este de 10% din numărul total de stele.
Trebuie remarcat faptul că piticele albe sunt hidrogen și heliu. Dar nu vom merge în sălbăticie, ci vom observa doar că, cu o compresie puternică, se poate produce colapsul gravitațional. Și aceasta este plină de o explozie colosală. În acest caz, se observă o explozie de supernovă. Termenul „supernova” nu descrie vârsta, ci luminozitatea blițului. Doar că pitica albă nu a fost vizibilă multă vreme în abisul cosmic și dintr-o dată a apărut o strălucire strălucitoare.
Majoritatea supernovelor care explodează se împrăștie prin spațiu cu o viteză extraordinară. Și partea centrală rămasă este comprimată într-o formațiune și mai densă și se numește stea neutronică. Este produsul final al evoluției stelare. Masa sa este comparabilă cu cea a soarelui, iar raza sa atinge doar câteva zeci de kilometri. Un cub cm stea de neutroni poate cântări milioane de tone. Există destul de multe astfel de formațiuni în spațiu. Numărul lor este de aproximativ o mie de ori mai mic decât sorii obișnuiți cu care este presărat cerul de noapte al Pământului.
Trebuie spus că ciclul de viață al unei stele este direct legat de masa ei. Dacă se potrivește cu masa Soarelui nostru sau este mai mică decât aceasta, atunci apare o pitică albă la sfârșitul vieții sale. Cu toate acestea, există corpuri de iluminat care sunt de zeci și sute de ori mai mari decât Soarele.
Când astfel de giganți se micșorează pe măsură ce îmbătrânesc, ei distorsionează spațiul și timpul atât de mult încât în loc de pitică albă apare o pitică albă. gaură neagră. Atracția sa gravitațională este atât de puternică încât chiar și acele obiecte care se mișcă cu viteza luminii nu o pot depăși. Dimensiunile gaurii sunt caracterizate de raza gravitationala. Aceasta este raza sferei delimitată de orizontul evenimentelor. Reprezintă o limită spațiu-timp. Orice corp cosmic, depășindu-l, dispare pentru totdeauna și nu se întoarce niciodată înapoi.
Există multe teorii despre găurile negre. Toate se bazează pe teoria gravitației, deoarece gravitația este una dintre cele mai importante forțe din Univers. Și principala sa calitate este versatilitate. Cel puțin, astăzi nu a fost descoperit un singur obiect spațial care să nu aibă interacțiune gravitațională.
Există o presupunere că printr-o gaură neagră poți intra într-o lume paralelă. Adică este un canal către o altă dimensiune. Orice este posibil, dar orice afirmație necesită dovezi practice. Cu toate acestea, niciun muritor nu a reușit încă să efectueze un astfel de experiment.
Astfel, ciclul de viață al unei stele este format din mai multe etape. În fiecare dintre ele, luminarul apare într-o anumită capacitate, care este radical diferită de cele anterioare și viitoare. Aici se află unicitatea și misterul. spațiul cosmic. Cunoscându-l, începi involuntar să te gândești că o persoană trece și ea prin mai multe etape în dezvoltarea sa. Iar coaja în care existăm acum este doar o etapă de tranziție către o altă stare. Dar această concluzie necesită din nou o confirmare practică..
