Cum evoluează stelele? Evoluția stelară - cum funcționează Ce este evoluția stelară

Ca orice corp din natură, stelele nu pot rămâne neschimbate. Ei se nasc, se dezvoltă și în cele din urmă „mor”. Evoluția stelelor durează miliarde de ani, dar există dezbateri cu privire la momentul formării lor. Anterior, astronomii credeau că procesul de „naștere” lor din praful de stele a durat milioane de ani, dar nu cu mult timp în urmă au fost obținute fotografii ale regiunii cerului din Marea Nebuloasă Orion. Pe parcursul mai multor ani, un mic

Fotografiile din 1947 au arătat un grup mic de obiecte asemănătoare stelelor în această locație. Până în 1954, unele dintre ele deveniseră deja alungite, iar cinci ani mai târziu aceste obiecte s-au rupt în altele separate. Astfel, pentru prima dată, procesul nașterii stelelor a avut loc literalmente sub ochii astronomilor.

Să ne uităm în detaliu la structura și evoluția stelelor, unde viața lor nesfârșită, după standardele umane, începe și se termină.

În mod tradițional, oamenii de știință presupun că stelele se formează ca urmare a condensării norilor de gaz și praf. Sub influența forțelor gravitaționale, din norii rezultați se formează un nor opac. minge de gaz, dens ca structură. Presiunea sa internă nu poate echilibra forțele gravitaționale care o comprimă. Treptat, bila se contractă atât de mult încât temperatura interiorului stelar crește, iar presiunea gazului fierbinte din interiorul bilei echilibrează forțele externe. După aceasta, compresia se oprește. Durata acestui proces depinde de masa stelei și de obicei variază de la două până la câteva sute de milioane de ani.

Structura stelelor presupune temperaturi foarte ridicate în nucleele lor, ceea ce contribuie la procesele termonucleare continue (hidrogenul care le formează se transformă în heliu). Aceste procese sunt cele care provoacă radiații intense de la stele. Timpul în care consumă cantitatea disponibilă de hidrogen este determinat de masa lor. De aceasta depinde și durata radiației.

Când rezervele de hidrogen sunt epuizate, evoluția stelelor se apropie de stadiul de formare.Acest lucru se întâmplă după cum urmează. După ce eliberarea energiei încetează, forțele gravitaționale încep să comprime miezul. În același timp, steaua crește semnificativ în dimensiune. Luminozitatea crește, de asemenea, pe măsură ce procesul continuă, dar numai într-un strat subțire la limita miezului.

Acest proces este însoțit de o creștere a temperaturii miezului de heliu care se contractă și de transformarea nucleelor ​​de heliu în nuclee de carbon.

Se prevede că Soarele nostru ar putea deveni o gigantă roșie în opt miliarde de ani. Raza sa va crește de câteva zeci de ori, iar luminozitatea sa va crește de sute de ori în comparație cu nivelurile actuale.

Durata de viață a unei stele, așa cum sa menționat deja, depinde de masa ei. Obiectele cu o masă mai mică decât Soarele își „utiliza” rezervele foarte economic, astfel încât să strălucească timp de zeci de miliarde de ani.

Evoluția stelelor se încheie cu formarea.Aceasta se întâmplă celor dintre ele a căror masă este apropiată de masa Soarelui, adică. nu depășește 1,2 din acesta.

Stelele gigantice tind să-și epuizeze rapid rezerva de combustibil nuclear. Acest lucru este însoțit de o pierdere semnificativă de masă, în special din cauza vărsării învelișurilor exterioare. Ca urmare, rămâne doar o parte centrală care se răcește treptat, în care reacțiile nucleare s-au oprit complet. În timp, astfel de stele încetează să emită și devin invizibile.

Dar uneori evoluția și structura normală a stelelor sunt perturbate. Cel mai adesea, aceasta se referă la obiecte masive care au epuizat toate tipurile de combustibil termonuclear. Apoi pot fi convertiți în neutroni, sau și cu cât oamenii de știință învață mai mulți despre aceste obiecte, cu atât apar mai multe întrebări noi.

Vedetele, ca și oamenii, pot fi nou-născuți, tineri, bătrâni. În fiecare clipă unele stele mor și altele se formează. De obicei, cei mai tineri dintre ei sunt similari cu Soarele. Sunt în stadiul de formare și sunt de fapt protostele. Astronomii le numesc stele T-Taur, după prototipul lor. În ceea ce privește proprietățile lor - de exemplu, luminozitatea - protostelele sunt variabile, deoarece existența lor nu a intrat încă într-o fază stabilă. Multe dintre ele au în jurul lor cantități mari de materie. Curenți puternici de vânt emană din stele de tip T.

Protostele: începutul ciclului lor de viață

Dacă materia cade pe suprafața unei protostele, se arde rapid și se transformă în căldură. În consecință, temperatura protostelelor crește constant. Când se ridică atât de sus încât reacțiile nucleare sunt declanșate în centrul stelei, protostea dobândește statutul de una obișnuită. Odată cu începerea reacțiilor nucleare, steaua are o sursă constantă de energie care își susține viața pentru o lungă perioadă de timp. Cât de lung va fi ciclul de viață al unei stele în Univers depinde de dimensiunea sa inițială. Cu toate acestea, se crede că stelele cu diametrul Soarelui au suficientă energie pentru a exista confortabil timp de aproximativ 10 miliarde de ani. În ciuda acestui fapt, se întâmplă, de asemenea, că și mai multe stele masive trăiesc doar câteva milioane de ani. Acest lucru se datorează faptului că își ard combustibilul mult mai repede.

Stele de dimensiuni normale

Fiecare dintre stele este un pâlc de gaz fierbinte. În adâncul lor, procesul de generare a energiei nucleare are loc în mod constant. Cu toate acestea, nu toate stelele sunt ca Soarele. Una dintre principalele diferențe este culoarea. Stelele nu sunt doar galbene, ci și albăstrui și roșiatici.

Luminozitate și luminozitate

De asemenea, diferă prin caracteristici precum strălucirea și luminozitatea. Cât de strălucitoare va fi o stea observată de pe suprafața Pământului depinde nu numai de luminozitatea sa, ci și de distanța de la planeta noastră. Având în vedere distanța lor de Pământ, stelele pot avea luminozități complet diferite. Acest indicator variază de la o zece miimi din strălucirea Soarelui până la o luminozitate comparabilă cu mai mult de un milion de sori.

Majoritatea stelelor se află la capătul inferior al acestui spectru, fiind slabe. În multe privințe, Soarele este o stea medie, tipică. Cu toate acestea, în comparație cu altele, are o luminozitate mult mai mare. Un număr mare de stele slabe pot fi observate chiar și cu ochiul liber. Motivul pentru care stelele variază în luminozitate se datorează masei lor. Culoarea, strălucirea și modificarea luminozității în timp sunt determinate de cantitatea de substanță.

Încercările de a explica ciclul de viață al stelelor

Oamenii au încercat de mult să urmărească viața stelelor, dar primele încercări ale oamenilor de știință au fost destul de timide. Primul progres a fost aplicarea legii lui Lane la ipoteza Helmholtz-Kelvin a contracției gravitaționale. Acest lucru a adus o nouă înțelegere astronomiei: teoretic, temperatura unei stele ar trebui să crească (indicatorul acesteia este invers proporțional cu raza stelei) până când o creștere a densității încetinește procesele de compresie. Atunci consumul de energie va fi mai mare decât venitul său. În acest moment, steaua va începe să se răcească rapid.

Ipoteze despre viața stelelor

Una dintre ipotezele originale despre ciclul de viață al unei stele a fost propusă de astronomul Norman Lockyer. El credea că stelele apar din materia meteorică. Mai mult, prevederile ipotezei sale s-au bazat nu numai pe concluziile teoretice disponibile în astronomie, ci și pe date din analiza spectrală a stelelor. Lockyer era convins că elementele chimice care iau parte la evoluție corpuri cerești, constau din particule elementare - „protoelemente”. Spre deosebire de neutronii, protonii și electronii moderni, aceștia nu au un caracter general, ci individual. De exemplu, conform lui Lockyer, hidrogenul se descompune în ceea ce se numește „protohidrogen”; fierul devine „proto-fier”. Alți astronomi au încercat, de asemenea, să descrie ciclul de viață al unei stele, de exemplu, James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.

Stele gigantice și stele pitice

Stelele mai mari sunt cele mai fierbinți și mai strălucitoare. De obicei, au aspect alb sau albăstrui. În ciuda faptului că au dimensiuni gigantice, combustibilul din interiorul lor arde atât de repede încât sunt lipsiți de el în doar câteva milioane de ani.

Stelele mici, spre deosebire de cele gigantice, de obicei nu sunt atât de strălucitoare. Au culoarea roșie și trăiesc suficient de mult timp - miliarde de ani. Dar printre stelele strălucitoare de pe cer sunt și roșii și portocalii. Un exemplu este steaua Aldebaran - așa-numitul „ochi al taurului”, situat în constelația Taur; și, de asemenea, în constelația Scorpion. De ce sunt aceste stele cool capabile să concureze în luminozitate cu stelele fierbinți precum Sirius?

Acest lucru se datorează faptului că odată s-au extins foarte mult, iar diametrul lor a început să depășească stelele roșii uriașe (supergiganți). Suprafața imensă permite acestor stele să emită cu un ordin de mărime mai multă energie decât Soarele. Acest lucru se întâmplă în ciuda faptului că temperatura lor este mult mai scăzută. De exemplu, diametrul Betelgeuse, situat în constelația Orion, este de câteva sute de ori mai mare decât diametrul Soarelui. Iar diametrul stelelor roșii obișnuite nu este de obicei nici măcar o zecime din dimensiunea Soarelui. Astfel de stele se numesc pitici. Fiecare corp ceresc poate trece prin aceste tipuri de cicluri de viață a stelelor - aceeași stea în diferite etape ale vieții sale poate fi atât o gigantă roșie, cât și o pitică.

De regulă, corpurile de iluminat precum Soarele își susțin existența datorită hidrogenului găsit în interior. Se transformă în heliu în interiorul nucleului nuclear al stelei. Soarele are o cantitate uriașă de combustibil, dar chiar și acesta nu este infinit - în ultimii cinci miliarde de ani, jumătate din aprovizionare a fost epuizată.

Viața stelelor. Ciclul de viață al stelelor

Odată ce cantitatea de hidrogen din interiorul unei stele este epuizată, apar schimbări majore. Hidrogenul rămas începe să ardă nu în interiorul miezului său, ci la suprafață. În același timp, durata de viață a unei stele este din ce în ce mai scurtată. În această perioadă, ciclul stelelor, cel puțin majoritatea, intră în stadiul de gigant roșie. Dimensiunea stelei devine mai mare, iar temperatura ei, dimpotrivă, scade. Așa apar majoritatea giganților roșii și supergiganților. Acest proces face parte din secvența generală a schimbărilor care au loc în stele, pe care oamenii de știință o numesc evoluție stelară. Ciclul de viață al unei stele include toate etapele sale: în cele din urmă, toate stelele îmbătrânesc și mor, iar durata existenței lor este direct determinată de cantitatea de combustibil. Marile vedete își încheie viața cu o explozie uriașă, spectaculoasă. Cei mai modesti, dimpotrivă, mor, micșorându-se treptat la dimensiunea piticelor albe. Apoi pur și simplu dispar.

Cât timp trăiește steaua medie? Ciclul de viață al unei stele poate dura de la mai puțin de 1,5 milioane de ani până la 1 miliard de ani sau mai mult. Toate acestea, după cum s-a spus, depind de compoziția și dimensiunea sa. Stele precum Soarele trăiesc între 10 și 16 miliarde de ani. Stelele foarte strălucitoare, precum Sirius, au o viață relativ scurtă - doar câteva sute de milioane de ani. Diagrama ciclului de viață a stelei include următoarele etape. Acesta este un nor molecular - colapsul gravitațional al norului - nașterea unei supernove - evoluția unei protostele - sfârșitul fazei protostelare. Urmați apoi etapele: începutul stadiului de stea tânără - mijlocul vieții - maturitate - stadiul de gigantă roșie - nebuloasă planetară - stadiu de pitică albă. Ultimele două faze sunt caracteristice stelelor mici.

Natura nebuloaselor planetare

Așadar, ne-am uitat pe scurt la ciclul de viață al unei stele. Dar ce este Transformarea dintr-o gigantă roșie uriașă într-o pitică albă, uneori stelele își pierd straturile exterioare, iar apoi nucleul stelei devine expus. Carcasa de gaz începe să strălucească sub influența energiei emise de stea. Această etapă și-a primit numele datorită faptului că bulele de gaz luminoase din această carcasă arată adesea ca niște discuri în jurul planetelor. Dar, în realitate, nu au nimic de-a face cu planetele. Ciclul de viață al stelelor pentru copii poate să nu includă toate detaliile științifice. Se pot descrie doar principalele faze ale evoluției corpurilor cerești.

Grupuri de stele

Astronomilor le place să exploreze. Există o ipoteză că toate luminarii se nasc în grupuri, și nu individual. Deoarece stelele aparținând aceluiași cluster au proprietăți similare, diferențele dintre ele sunt adevărate și nu se datorează distanței până la Pământ. Indiferent de schimbările care au loc în aceste stele, ele își au originea în același timp și în condiții egale. În special, multe cunoștințe pot fi obținute prin studierea dependenței proprietăților lor de masă. La urma urmei, vârsta stelelor din clustere și distanța lor de Pământ sunt aproximativ egale, așa că diferă doar în acest indicator. Clusterele vor fi de interes nu numai pentru astronomii profesioniști - fiecare amator va fi bucuros să facă o fotografie frumoasă și să admire priveliștea lor excepțional de frumoasă în planetariu.

Format prin condensarea mediului interstelar. Prin observații, a fost posibil să se determine că stelele au apărut în momente diferite și apar și astăzi.

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

Acum imaginați-vă apariția unei stele...

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Studierea evoluției stelelor este imposibilă prin observarea unei singure stele - multe schimbări în stele 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)

✪ S. A. Lamzin - „Evoluția stelară”

✪ Evoluția stelelor. Evoluția unui gigant albastru în 3 minute

✪ Surdin V.G. Evoluția stelară partea 1

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 sa și doar la sfârșitul evoluției stelei poate juca un rol. compoziție 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 epuizarea aprovizionării cu combustibil cu hidrogen în astfel de stele, teorii moderne se bazează pe modelarea computerizată a 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 temperaturi mai ridicate și, prin urmare, fluxul de energie din miez crește și, ca urmare, straturile exterioare ale stelei încep să se extindă. Începutul sintezei carbonului marchează o nouă etapă în viața unei stele și continuă de ceva timp. Pentru o stea 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 radiații infraroșii puternice de la steaua sursă, în astfel de învelișuri se formează condiții ideale pentru activarea maserelor cosmice.

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 [ ] în spațiul 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 dimensiunea unui oraș mare - și au o densitate inimaginabil de 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 steaua are o masă suficient de mare, atunci prăbușirea unei astfel de stele va continua, iar neutronii înșiși vor începe să cadă în interior până când raza sa devine mai mică decât raza Schwarzschild. După aceasta, vedeta devine gaură neagră.

Existența găurilor negre a fost prezisă de teoria generală a relativității. Conform acestei teorii,

Ocupă un punct în colțul din dreapta sus: are luminozitate mare și temperatura scazuta. Radiația principală are loc în domeniul infraroșu. Radiația de la învelișul rece de praf ajunge la noi. În timpul procesului de evoluție, poziția stelei pe diagramă se va schimba. Singura sursă de energie în acest stadiu este compresia gravitațională. Prin urmare, steaua se mișcă destul de repede paralel cu axa ordonatelor.

Temperatura suprafeței nu se modifică, dar raza și luminozitatea scad. Temperatura din centrul stelei crește, atingând o valoare la care încep reacțiile cu elemente ușoare: litiu, beriliu, bor, care se ard rapid, dar reușesc să încetinească compresia. Pista se rotește paralel cu axa ordonatelor, temperatura de pe suprafața stelei crește, iar luminozitatea rămâne aproape constantă. În cele din urmă, în centrul stelei încep reacțiile de formare a heliului din hidrogen (combustie hidrogen). Steaua intră în secvența principală.

Durata etapei inițiale este determinată de masa stelei. Pentru stele precum Soarele este de aproximativ 1 milion de ani, pentru o stea cu masa de 10 M☉ de aproximativ 1000 de ori mai puțin, iar pentru o stea cu masa de 0,1 M☉ de mii de ori mai mult.

Stele tinere de masă mică

La începutul evoluției, o stea de masă mică are un miez radiant și o înveliș convectiv (Fig. 82, I).

În etapa secvenței principale, steaua strălucește datorită eliberării de energie în reacțiile nucleare de conversie a hidrogenului în heliu. Furnizarea cu hidrogen asigură luminozitatea unei stele de masa 1 M☉ aproximativ în decurs de 10 10 ani. Stelele cu masă mai mare consumă hidrogen mai repede: de exemplu, o stea cu masa de 10 M☉ va consuma hidrogen în mai puțin de 10 7 ani (luminozitatea este proporțională cu puterea a patra a masei).

Stele cu masă mică

Pe măsură ce hidrogenul se arde, regiunile centrale ale stelei sunt foarte comprimate.

Stele de masă mare

După atingerea secvenței principale, evoluția unei stele de masă mare (>1,5 M☉) este determinată de condițiile de ardere a combustibilului nuclear în intestinele stelei. În etapa secvenței principale, aceasta este arderea hidrogenului, dar spre deosebire de stelele cu masă mică, reacțiile ciclului carbon-azot domină în miez. În acest ciclu, atomii de C și N joacă rolul de catalizatori. Rata de eliberare a energiei în reacțiile unui astfel de ciclu este proporțională cu T 17. Prin urmare, în miez se formează un miez convectiv, înconjurat de o zonă în care transferul de energie este efectuat prin radiație.

Luminozitatea stelelor de masă mare este mult mai mare decât luminozitatea Soarelui, iar hidrogenul este consumat mult mai repede. Acest lucru se datorează și faptului că temperatura în centrul unor astfel de stele este, de asemenea, mult mai ridicată.

Pe măsură ce proporția de hidrogen din materia nucleului convectiv scade, rata de eliberare a energiei scade. Dar, deoarece rata de eliberare este determinată de luminozitate, miezul începe să se comprime, iar rata de eliberare a energiei rămâne constantă. În același timp, steaua se extinde și se mută în regiunea giganților roșii.

Stele cu masă mică

În momentul în care hidrogenul este complet ars, se formează un mic miez de heliu în centrul unei stele cu masă mică. În miez, densitatea materiei și temperatura ating valori de 10 9 kg/m, respectiv 10 8 K. Arderea hidrogenului are loc pe suprafața miezului. Pe măsură ce temperatura din miez crește, rata de ardere a hidrogenului crește și luminozitatea crește. Zona radiantă dispare treptat. Și datorită creșterii vitezei fluxurilor convective, straturile exterioare ale stelei se umflă. Dimensiunea și luminozitatea ei cresc - steaua se transformă într-o gigantă roșie (Fig. 82, II).

Stele de masă mare

Când hidrogenul dintr-o stea de masă mare este complet epuizat, în miez începe să aibă loc o reacție triplă cu heliu și în același timp reacția de formare a oxigenului (3He=>C și C+He=>0). În același timp, hidrogenul începe să ardă pe suprafața miezului de heliu. Apare prima sursă de strat.

Rezerva de heliu se epuizează foarte repede, deoarece în reacțiile descrise se eliberează relativ puțină energie în fiecare act elementar. Imaginea se repetă, iar în stea apar două surse de straturi, iar reacția C+C=>Mg începe în miez.

Traseul evolutiv se dovedește a fi foarte complex (Fig. 84). Pe diagrama Hertzsprung-Russell, steaua se deplasează de-a lungul succesiunii de giganți sau (cu o masă foarte mare în regiunea supergigant) devine periodic un Cephei.

Stele vechi de masă mică

Pentru o stea de masă mică, în cele din urmă viteza fluxului convectiv la un anumit nivel atinge al doilea viteza de evacuare, coaja se desprinde, iar steaua se transformă într-o pitică albă înconjurată de o nebuloasă planetară.

Urma evolutivă a unei stele de masă mică pe diagrama Hertzsprung-Russell este prezentată în Figura 83.

Moartea stelelor de mare masă

La sfârșitul evoluției sale, o stea de masă mare are o structură foarte complexă. Fiecare strat are propria sa compoziție chimică, reacțiile nucleare apar în mai multe surse de strat, iar în centru se formează un miez de fier (Fig. 85).

Reacțiile nucleare cu fier nu au loc, deoarece necesită cheltuirea (și nu eliberarea) de energie. Prin urmare, miezul de fier se contractă rapid, temperatura și densitatea din el cresc, atingând valori fantastice - o temperatură de 10 9 K și o presiune de 10 9 kg/m 3. Material de pe site

În acest moment încep două procese importante, care au loc în nucleu simultan și foarte rapid (aparent, în câteva minute). Primul este că în timpul coliziunilor nucleare, atomii de fier se descompun în 14 atomi de heliu, al doilea este că electronii sunt „presați” în protoni, formând neutroni. Ambele procese sunt asociate cu absorbția energiei, iar temperatura din miez (și presiunea) scade instantaneu. Straturile exterioare ale stelei încep să cadă spre centru.

Căderea straturilor exterioare duce la o creștere bruscă a temperaturii în ele. Hidrogenul, heliul și carbonul încep să ardă. Aceasta este însoțită de un flux puternic de neutroni care vine din miezul central. Ca urmare, are loc o explozie nucleară puternică, aruncând straturile exterioare ale stelei, care conțin deja toate elementele grele, până la californiu. Conform opiniilor moderne, toți atomii de elemente chimice grele (adică, mai grei decât heliul) s-au format în Univers tocmai în erupții.