Evoluția stelelor este o schimbare fizică. caracteristici, interne cladiri si chimie. compoziția stelelor în timp. Cele mai importante probleme ale teoriei lui E.z. - explicarea formării stelelor, modificări ale caracteristicilor lor observate, studiul relației genetice a diferitelor grupuri de stele, analiza stărilor lor finale.

Întrucât în ​​partea de Univers cunoscută nouă cca. 98-99% din masa materiei observate este continuta in stele sau a trecut de stadiul de stele, explicatia lui E.z. yavl. una dintre cele mai importante probleme din astrofizică.

O stea în stare staționară este o minge de gaz, care se află în stare hidrostatică. și echilibrul termic (adică acțiunea forțelor gravitaționale este echilibrată de presiunea internă, iar pierderile de energie datorate radiațiilor sunt compensate de energia eliberată în interiorul stelei, vezi). „Nașterea” unei stele este formarea unui obiect în echilibru hidrostatic, a cărui radiație este susținută de propria sa. surse de energie. „Moartea” unei stele este un dezechilibru ireversibil care duce la distrugerea stelei sau la eșecul ei catastrofal. comprimare.

Separarea gravitației. energia poate juca un rol decisiv doar atunci când temperatura din interiorul stelei este insuficientă pentru eliberarea de energie nucleară pentru a compensa pierderile de energie, iar steaua în întregime sau parțială trebuie să se contracte pentru a menține echilibrul. Iluminarea energiei termice devine importantă numai după epuizarea rezervelor de energie nucleară. Astfel, E.z. poate fi reprezentată ca o schimbare succesivă a surselor de energie ale stelelor.

Timpul caracteristic lui E.z. prea mare pentru a putea urmări direct întreaga evoluţie. Prin urmare, principalul metoda de cercetare E.z. yavl. construirea unor secvențe de modele de stele care descriu modificările din interior. cladiri si chimie. compoziția stelelor în timp. Evoluţie. secvențele sunt apoi comparate cu rezultatele observațiilor, de exemplu, cu (G.-R.d.), care rezumă observațiile unui număr mare de stele în diferite stadii de evoluție. De o importanță deosebită este comparația cu G.-R.d. pentru clusterele stelare, deoarece toate stelele cluster au aceeași chimică inițială. compoziţie şi formată aproape simultan. Potrivit lui G.-R.d. clustere de diferite vârste, a fost posibil să se stabilească direcția E.z. Detaliu evolutiv. secvențele se calculează prin rezolvarea numerică a unui sistem de ecuații diferențiale care descriu distribuția masei, densității, temperaturii și luminozității într-o stea, la care se adaugă, legile eliberării de energie și opacitatea materiei stelare și ecuații care descriu modificarea chimică. compoziția stelelor de-a lungul timpului.

Evoluția unei stele depinde în principal de masa ei și de chimia inițială. compoziţie. Un anumit rol, dar nu fundamental, poate fi jucat de rotația stelei și a magnului acesteia. domeniu, dar rolul acestor factori în E.z. încă nu suficient de explorat. Chim. Compoziția unei stele depinde de momentul în care s-a format și de poziția sa în galaxie în momentul formării. Stelele din prima generație s-au format din materie, a cărei compoziție a fost determinată de cosmologic. conditii. Aparent, conținea aproximativ 70% din masă hidrogen, 30% heliu și un amestec neglijabil de deuteriu și litiu. În cursul evoluției stelelor din prima generație s-au format elemente grele (în urma heliului), care au fost ejectate în spațiul interstelar ca urmare a ieșirii de materie din stele sau în timpul exploziilor stelare. Stelele generațiilor următoare au fost deja formate din materie care conținea până la 3-4% (din masă) elemente grele.

Cel mai direct indiciu că formarea stelelor are loc în Galaxie în prezent este yavl. existența unui spectru masiv de stele strălucitoare. clasele O și B, a căror durată de viață nu poate depăși ~ 10 7 ani. Rata de formare a stelelor în modern epoca este estimată la 5 pe an.

2. Formarea stelelor, stadiul contracției gravitaționale

Conform celei mai comune vederi, stelele se formează ca urmare a gravitației. condensarea materiei în mediul interstelar. Separarea necesară a mediului interstelar în două faze - nori reci denși și un mediu rarefiat cu o temperatură mai ridicată - se poate produce sub influența instabilității termice Rayleigh-Taylor în câmpul magnetic interstelar. camp. Complexe gaz-praf cu masă , dimensiunea caracteristică (10-100) buc și concentrația de particule n~10 2 cm -3 . observate efectiv datorită emisiei lor de unde radio. Comprimarea (colapsul) unor astfel de nori necesită anumite condiții: gravitațională. particulele norului trebuie să depășească suma energiei mișcării termice a particulelor, a energiei de rotație a norului în ansamblu și a energiei magnetice. energia norului (criteriul Jeans). Dacă se ia în considerare doar energia mișcării termice, atunci, până la un factor de ordinul unu, criteriul Jeans se scrie astfel: align="absmiddle" width="205" height="20">, unde este masa norului, T- temperatura gazului in K, n- numărul de particule în 1 cm 3 . Cu modern tipic norii interstelari temp-pax K pot prăbuși doar norii cu o masă nu mai mică de . Criteriul Jeans indică faptul că, pentru formarea stelelor cu un spectru de masă cu adevărat observat, concentrația de particule în norii care se prăbușește ar trebui să atingă (10 3 -10 6) cm -3 , adică. De 10-1000 de ori mai mare decât cea observată în norii tipici. Cu toate acestea, astfel de concentrații de particule pot fi atinse în adâncurile norilor care au început deja să se prăbușească. De aici rezultă că ceea ce se întâmplă este printr-un proces succesiv desfăşurat în mai multe etape, fragmentarea norilor masivi. Această imagine explică în mod natural nașterea stelelor în grupuri - clustere. În același timp, problemele legate de echilibrul termic din nor, câmpul de viteză din acesta și mecanismul care determină spectrul de masă al fragmentelor rămân încă neclare.

Obiecte care se prăbușesc de masă stelară numite. protostaruri. Prăbușirea unei protostele simetrice sferice, fără magnetice. câmpurile includ mai multe. etape. La momentul inițial de timp, norul este uniform și izoterm. Este transparent pentru public. radiații, astfel că prăbușirea are loc cu pierderi volumetrice de energie, Ch. arr. datorită radiației termice a prafului, un roi își transmite cinetica. energia unei particule de gaz. Într-un nor omogen, nu există gradient de presiune și compresia începe în regim de cădere liberă cu timpul caracteristic, unde G- , - densitatea norilor. Odată cu debutul compresiei, apare o undă de rarefacție, care se deplasează spre centru cu viteza sunetului și, din moment ce colapsul are loc mai repede acolo unde densitatea este mai mare, protostea este împărțită într-un miez compact și o înveliș extins, în care materia este distribuită conform legii. Când concentrația de particule în miez ajunge la ~ 10 11 cm -3, aceasta devine opaca pentru radiația IR a particulelor de praf. Energia eliberată în miez se infiltrează încet la suprafață datorită conducerii căldurii radiante. Temperatura începe să crească aproape adiabatic, aceasta duce la o creștere a presiunii, iar miezul intră în stare hidrostatică. echilibru. Cochilia continuă să cadă pe nucleu și apare la periferia acestuia. Parametrii miezului în acest moment depind slab de masa totală a protostelei: K. Pe măsură ce masa miezului crește din cauza acreției, temperatura acestuia se schimbă aproape adiabatic până ajunge la 2000 K, când începe disocierea moleculelor de H 2 . Ca urmare a consumului de energie pentru disociere, și nu o creștere a cineticii. energia particulelor, valoarea indicelui adiabatic devine mai mică de 4/3, modificările de presiune nu sunt capabile să compenseze forțele gravitaționale și miezul se prăbușește din nou (vezi ). Se formează un nou nucleu cu parametrii , înconjurat de un front de șoc, pe care sunt acumulate rămășițele primului nucleu. O rearanjare similară a nucleului are loc cu hidrogenul.

Creșterea ulterioară a miezului datorită materialului cochiliei continuă până când toată materia cade pe stele sau este împrăștiată sub acțiunea lui sau, dacă miezul este suficient de masiv (vezi ). Pentru protostelele cu timpul caracteristic materiei învelișului t a >t kn, deci luminozitatea lor este determinată de eliberarea de energie a nucleelor ​​contractante.

O stea formată dintr-un miez și o înveliș este observată ca sursă IR datorită prelucrării radiațiilor în înveliș (praful de înveliș, absorbind fotonii radiației UV din miez, radiază în domeniul IR). Când coaja devine optic subțire, protostea începe să fie observată ca un obiect obișnuit de natură stelară. În cele mai masive stele, învelișurile sunt păstrate până la debutul arderii termonucleare a hidrogenului în centrul stelei. Presiunea radiației limitează masa stelelor la o valoare, probabil . Chiar dacă se formează stele mai masive, ele se dovedesc a fi instabile din punct de vedere pulsațional și își pot pierde din valoare. o parte a masei în stadiul de ardere a hidrogenului în nucleu. Durata etapei de prăbușire și împrăștiere a învelișului protostelar este de aceeași ordine cu timpul căderii libere pentru norul părinte, adică. 10 5 -10 6 ani. Aglomerările de materie întunecată ale rămășițelor cochiliei iluminate de miez, accelerate de vântul stelar, sunt identificate cu obiecte Herbig-Haro (aglomerări în formă de stea cu spectru de emisie). Stelele cu mase mici, atunci când devin vizibile, se află în regiunea G.-R.d. ocupată de stele de tip T Taurus (pitic), mai masive - în regiunea în care se află stelele cu emisie Herbig (clase spectrale timpurii neregulate cu linii de emisie). în spectre).

Evoluţie. urme de nuclee de protostele cu masă constantă în stadiul hidrostatic. compresia sunt prezentate în fig. 1. În stele de masă mică, în momentul în care se stabilește hidrostatic. echilibru, condițiile din nuclee sunt astfel încât energia este transferată în ele. Calculele arată că temperatura suprafeței unei stele complet convective este aproape constantă. Raza stelei este în continuă scădere, deoarece. ea continuă să se micșoreze. Cu o temperatură constantă la suprafață și o rază în scădere, luminozitatea stelei ar trebui să cadă și pe G.-R.d. acestui stadiu de evoluție corespunde segmentelor verticale ale pistelor.

Pe măsură ce compresia continuă, temperatura din interiorul stelei crește, materia devine mai transparentă, iar stelele cu align="absmiddle" width="90" height="17"> au miez radiant, dar învelișurile rămân convective. Stelele mai puțin masive rămân complet convective. Luminozitatea lor este reglată de un strat radiant subțire din fotosferă. Cu cât steaua este mai masivă și cu cât temperatura ei efectivă este mai mare, cu atât miezul radiant este mai mare (în stele cu align="absmiddle" width="74" height="17">, miezul radiant apare imediat). În cele din urmă, aproape întreaga stea (cu excepția zonei convective de suprafață a stelelor cu masă) trece într-o stare de echilibru radiativ, la care toată energia eliberată în miez este transferată prin radiație.

3. Evolutie bazata pe reactii nucleare

La o temperatură de ~ 10 6 K în nuclee, încep primele reacții nucleare - se arde deuteriu, litiu, bor. Cantitatea primară a acestor elemente este atât de mică încât arderea lor practic nu rezistă la compresie. Compresia se oprește atunci când temperatura din centrul stelei atinge ~ 10 6 K și hidrogenul se aprinde, deoarece energia eliberată în timpul arderii termonucleare a hidrogenului este suficientă pentru a compensa pierderile de radiație (vezi ). Stele omogene, în miezurile cărora arde hidrogenul, se formează pe G.-R.d. secvența principală inițială (NGS). Stelele masive ajung la NGP mai repede decât stelele cu masă mică, deoarece rata lor de pierdere de energie pe unitatea de masă și, prin urmare, rata de evoluție, este mai mare decât cea a stelelor cu masă mică. Din momentul intrării în NGP, E.z. are loc pe baza arderii nucleare, ale cărei etape principale sunt rezumate în tabel. Arderea nucleară poate avea loc înainte de formarea elementelor din grupul fierului, care au cea mai mare energie de legare dintre toate nucleele. Evoluţie. urme de stele pe G.-R.d. prezentată în fig. 2. Evoluția valorilor centrale ale temperaturii și densității stelelor este prezentată în fig. 3. La K principal. sursa de energie yavl. reacția ciclului hidrogenului, la b "mare T- reacții ale ciclului carbon-azot (CNO) (vezi). Un efect secundar al ciclului CNO yavl. stabilirea concentraţiilor de echilibru ale nuclizilor 14 N, 12 C, 13 C - respectiv 95%, 4% şi 1% în greutate. Predominanța azotului în straturile în care s-a produs arderea hidrogenului este confirmată de rezultatele observațiilor, în care aceste straturi apar la suprafață ca urmare a pierderii ext. straturi. Stelele cu un ciclu CNO ( align="absmiddle" width="74" height="17">) în centru au un miez convectiv. Motivul pentru aceasta este dependența foarte puternică a eliberării de energie de temperatură: . Fluxul de energie radiantă ~ T4(vezi ), prin urmare, nu poate transfera toată energia eliberată și trebuie să aibă loc convecția, care este mai eficientă decât transferul radiativ. În cele mai masive stele, mai mult de 50% din masa stelară este acoperită de convecție. Semnificația nucleului convectiv pentru evoluție este determinată de faptul că combustibilul nuclear este epuizat uniform într-o regiune mult mai mare decât regiunea de ardere efectivă, în timp ce la stelele fără miez convectiv acesta arde inițial doar într-o mică vecinătate a centrului. , unde temperatura este destul de ridicată. Timpul de ardere a hidrogenului variază de la ~ 10 10 ani pentru până la ani pentru . Timpul tuturor etapelor ulterioare de ardere nucleară nu depășește 10% din timpul de ardere a hidrogenului, prin urmare, pe G.-R.d. se formează stele în stadiul de ardere a hidrogenului. zonă dens populată - (GP). Stelele cu o temperatură în centru nu ating niciodată valorile necesare pentru aprinderea hidrogenului, ele se micșorează la infinit, transformându-se în pitici „negri”. Epuizarea hidrogenului duce la o creștere a mediei. greutatea moleculară a substanței de bază și, prin urmare, pentru a menține hidrostatică. echilibru, presiunea din centru trebuie să crească, ceea ce presupune o creștere a temperaturii în centru și a gradientului de temperatură de-a lungul stelei și deci a luminozității. O scădere a opacității materiei odată cu creșterea temperaturii duce, de asemenea, la o creștere a luminozității. Miezul se contractă pentru a menține condițiile de eliberare a energiei nucleare cu o scădere a conținutului de hidrogen, iar carcasa se extinde din cauza necesității de a transfera fluxul de energie crescut din miez. Pe G.-R.d. steaua se deplasează în dreapta NGP. O scădere a opacității duce la moartea nucleelor ​​convective în toate stelele, cu excepția celor mai masive. Rata de evoluție a stelelor masive este cea mai mare și sunt primele care părăsesc MS. Durata de viață pe MS este pentru stele de la aprox. 10 milioane de ani, de la cca. 70 de milioane de ani, iar de la cca. 10 miliarde de ani.

Când conținutul de hidrogen din miez scade la 1%, expansiunea învelișurilor stelelor cu align="absmiddle" width="66" height="17"> este înlocuită cu contracția generală a stelei, care este necesară pentru menține eliberarea de energie. Comprimarea învelișului determină încălzirea hidrogenului în stratul adiacent miezului de heliu la temperatura arderii termonucleare a acestuia și apare o sursă de strat de eliberare de energie. Pentru stelele cu masă , pentru care depinde într-o măsură mai mică de temperatură și regiunea de eliberare a energiei nu este atât de puternic concentrată spre centru, nu există o etapă de compresie generală.

E.z. după arderea hidrogenului depinde de masa lor. Cel mai important factor care influențează cursul evoluției stelelor cu o masă yavl. degenerarea gazului electronic la densități mari. Datorită densității mari, numărul de stări cuantice cu energie scăzută este limitat datorită principiului Pauli, iar electronii umplu nivelurile cuantice cu energie mare, mult mai mare decât energia mișcării lor termice. Cea mai importantă caracteristică a unui gaz degenerat este presiunea acestuia p depinde numai de densitate: pentru degenerescenta non-relativista si pentru degenerescenta relativista. Presiunea gazului de electroni este mult mai mare decât presiunea ionilor. Aceasta implică fundamentalul pentru E.z. concluzie: deoarece forța gravitațională care acționează asupra unei unități de volum a unui gaz relativ degenerat, , depinde de densitate în același mod ca și gradientul de presiune , trebuie să existe o masă limită (vezi ), astfel încât pentru align="absmiddle" width ="66" height ="15"> Presiunea electronilor nu poate contracara gravitația și începe compresia. Limită de masă align="absmiddle" width="139" height="17">. Limita regiunii în care gazul de electroni este degenerat este prezentată în fig. 3 . În stelele cu masă mică, degenerescența joacă deja un rol apreciabil în procesul de formare a nucleelor ​​de heliu.

Al doilea factor care determină E.z. în etapele ulterioare, acestea sunt pierderi de energie neutrino. În adâncul stelelor T~10 8 La principal. rolul în naștere îl joacă: procesul fotoneutrino, dezintegrarea cuantelor oscilațiilor plasmatice (plasmonii) în perechi neutrino-antineutrino (), anihilarea perechilor electron-pozitroni () și (vezi). Cea mai importantă caracteristică a neutrinilor este că materia stelei este practic transparentă pentru ei, iar neutrinii transportă în mod liber energia de pe stea.

Miezul de heliu, în care încă nu au apărut condițiile pentru arderea heliului, este comprimat. Temperatura din sursa stratificată adiacentă miezului crește, iar rata de ardere a hidrogenului crește. Necesitatea de a transfera fluxul de energie crescut duce la extinderea carcasei, pentru care o parte din energie este cheltuită. Întrucât luminozitatea stelei nu se modifică, temperatura suprafeței sale scade, iar pe G.-R.d. steaua se deplasează în regiunea ocupată de giganți roșii.Timpul de restructurare al stelei este cu două ordine de mărime mai scurt decât timpul de ardere a hidrogenului în miez, prin urmare, există puține stele între banda MS și regiunea supergiganților roșii. Odată cu scăderea temperaturii cochiliei, transparența acesteia crește, ca urmare a unui aspect extern. zona convectivă și luminozitatea stelei crește.

Îndepărtarea energiei din nucleu prin conducerea termică a electronilor degenerați și pierderile de neutrini în stele întârzie momentul aprinderii heliului. Temperatura începe să crească vizibil doar atunci când miezul devine aproape izoterm. Arderea 4 El determină E.z. din momentul în care eliberarea de energie depăşeşte pierderile de energie datorate conducţiei căldurii şi radiaţiei neutrino. Aceeași condiție se aplică arderii tuturor tipurilor ulterioare de combustibil nuclear.

O caracteristică remarcabilă a nucleelor ​​stelare răcite cu neutrini din gazul degenerat este „convergența” - convergența pistelor, care caracterizează raportul dintre densitate și temperatură. T cîn centrul stelei (Fig. 3). Viteza de eliberare a energiei în timpul comprimării nucleului este determinată de viteza de atașare a materiei la acesta printr-o sursă de strat, care depinde numai de masa nucleului pentru un anumit tip de combustibil. Un echilibru de intrare și ieșire de energie trebuie menținut în miez, astfel încât aceeași distribuție a temperaturii și a densității se stabilește în nucleele stelelor. Până la momentul aprinderii lui 4 He, masa nucleului depinde de conținutul de elemente grele. În nucleele gazoase degenerate, aprinderea lui 4 He are caracterul unei explozii termice, deoarece energia eliberată în timpul arderii merge pentru a crește energia mișcării termice a electronilor, dar presiunea aproape nu se modifică odată cu creșterea temperaturii până când energia termică a electronilor este egală cu energia gazului degenerat al electronilor. Apoi degenerarea este îndepărtată și miezul se extinde rapid - are loc o fulgerare de heliu. Flashurile de heliu sunt probabil însoțite de pierderea materiei stelare. La , unde stelele masive și-au finalizat de mult evoluția și giganții roșii au mase , stelele aflate în stadiul de ardere a heliului se află pe ramura orizontală a G.-R.d.

În nucleele de heliu ale stelelor cu align="absmiddle" width="90" height="17"> gazul nu este degenerat, 4 El se aprinde în liniște, dar nucleele se extind și datorită creșterii T c. În cele mai masive stele, aprinderea cu 4 He are loc chiar și atunci când sunt yavl. supergiganți albaștri. Expansiunea miezului duce la o scădere Tîn regiunea sursei stratului de hidrogen, iar luminozitatea stelei scade după fulgerarea cu heliu. Pentru a menține echilibrul termic, coaja se contractă, iar steaua părăsește regiunea supergiante roșie. Când 4 He în miez este epuizat, comprimarea miezului și expansiunea cochiliei încep din nou, steaua devine din nou o supergigantă roșie. Se formează o sursă de ardere stratificată 4 He, care domină în eliberarea de energie. Afară apare din nou. zona convectiva. Pe măsură ce heliul și hidrogenul se ard, grosimea surselor stratificate scade. Un strat subțire de ardere a heliului se dovedește a fi instabil din punct de vedere termic, deoarece cu o sensibilitate foarte puternică a eliberării energiei la temperatură (), conductivitatea termică a substanței este insuficientă pentru a stinge perturbațiile termice din stratul de ardere. În timpul fulgerelor termice, în strat are loc convecția. Dacă pătrunde în straturi bogate în hidrogen, atunci ca urmare a unui proces lent ( s-procesează, vezi) se sintetizează elemente cu mase atomice de la 22 Ne la 209 B.

Presiunea de radiație asupra prafului și a moleculelor formate în învelișurile reci extinse ale supergiganților roșii duce la o pierdere continuă de materie cu o rată de până la pe an. Pierderea continuă de masă poate fi completată cu pierderi datorate instabilității arderii stratificate sau pulsațiilor, care pot duce la eliberarea unuia sau mai multor. scoici. Când cantitatea de materie de deasupra miezului de carbon-oxigen devine mai mică decât o anumită limită, carcasa, pentru a menține temperatura în straturile de ardere, este forțată să se contracte până când compresia este capabilă să susțină arderea; stea pe G.-R.d. se deplasează aproape orizontal spre stânga. În această etapă, instabilitatea straturilor de ardere poate duce și la extinderea carcasei și la pierderea de materie. Atâta timp cât steaua este suficient de fierbinte, este observată ca un nucleu cu unul sau mai multe. scoici. Când sursele de strat sunt deplasate la suprafața stelei, astfel încât temperatura din ele să devină mai mică decât este necesar pentru arderea nucleară, steaua se răcește, transformându-se într-o pitică albă cu radiație datorită consumului de energie termică a componentei ionice a acesteia. substanţă. Timpul de răcire caracteristic pentru piticele albe este de ~109 ani. Limita inferioară a maselor de stele singure care se transformă în pitice albe este neclară, este estimată la 3-6 . În stelele cu electroni, gazul degenerează în stadiul de creștere a nucleelor ​​stelare carbon-oxigen (C,O-). Ca și în nucleele de heliu ale stelelor, din cauza pierderilor de energie neutrină există o „convergență” a condițiilor în centru și în momentul în care carbonul este aprins în nucleul C,O. Aprinderea de 12 C în astfel de condiții are cel mai probabil caracterul unei explozii și duce la distrugerea completă a stelei. Distrugerea completă poate să nu aibă loc dacă . O astfel de densitate este realizabilă atunci când rata de creștere a miezului este determinată de acumularea de materie a satelitului într-un sistem binar apropiat.

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

Principala problemă în evoluția stelelor este problema originii energiei lor, datorită căreia acestea strălucesc și radiază o cantitate imensă de energie. Anterior, au fost prezentate multe teorii care au fost concepute pentru a identifica sursele de energie stelară. 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 perioadă lungă 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, se transformă și iradiază în spațiul mondial (de remarcat că cu cât temperatura este mai mare, cu atât aceste reacții merg mai repede; adică 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 de gaz destul de densă. Presiunea din interiorul mingii nu este încă capabilă să echilibreze forțele de atracție, așa că se va micșora (poate că în acest moment se formează cheaguri cu o masă mai mică în jurul stelei, care în cele din urmă se transformă în planete). Când este comprimat, temperatura crește. Astfel, vedeta se instalează treptat pe secvența principală. Apoi presiunea gazului din interiorul stelei echilibrează atracția și protostea se transformă într-o stea.

Stadiul incipient al evoluției unei stele este foarte mic și steaua este scufundată într-o nebuloasă în acest moment, așa că este foarte dificil să detectezi o protostea.

Transformarea hidrogenului în heliu are loc doar 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 să se umfle. În plus, dacă steaua are mai puțin de 1,2 mase solare, ea elimină stratul exterior (formarea unei nebuloase planetare).

După ce coaja se separă de stea, straturile sale interioare foarte fierbinți se deschid și, între timp, coaja 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. Se răcesc treptat, se transformă în pitici negre invizibili. Piticile negre sunt stele foarte dense și reci, puțin mai mari decât Pământul, dar având o masă comparabilă cu cea a 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 supernova. O stea care izbucnește în câteva secunde își mărește luminozitatea de sute de milioane de ori. Astfel de focare sunt extrem de rare. În galaxia noastră, o explozie de supernovă are loc aproximativ o dată la o sută de ani. După un astfel de fulger, rămâne o nebuloasă, care are o emisie radio mare și, de asemenea, se împrăștie foarte repede, și așa-numita stea neutronică (mai multe despre asta mai târziu). Pe lângă emisiile radio uriașe, o astfel de nebuloasă va fi și o sursă de radiație cu raze X, dar această radiație este absorbită de atmosfera terestră, așa că poate fi observată doar din spațiu.

Există mai multe ipoteze despre cauza exploziilor stelare (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 micșorează rapid la o dimensiune catastrofal de mică de aproximativ 10 km, iar densitatea ei în această stare este de 10 17 kg/m 3 , care este aproape de densitatea unui nucleu atomic. Această stea este formată din neutroni (în timp ce electronii par să fie presați în protoni), motiv pentru care este numită "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 radiației pe termen scurt a impulsurilor radio. Acestea. steaua pare să clipească. Această descoperire a fost făcută destul de 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 dincolo de privirea noastră, conul axei magnetice pâlpâie constant, ceea ce formează un unghi cu axa de rotație.

Un pulsar poate fi detectat pentru noi doar în condiții de orientare a axei magnetice, iar acesta este aproximativ 5% din numărul lor total. Unii pulsari nu se găsesc 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 estimată la zeci de milioane de ani.

Dacă masa unei stele depășește 2,5 mase solare, atunci la sfârșitul existenței sale, ea se va prăbuși în sine și va fi 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 toate cele de mai sus, este clar că stadiul final al evoluției unei stele depinde de masa ei, dar este necesar să se țină seama și de pierderea inevitabilă a acestei mase și rotație.

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 dispute cu privire la momentul formării lor. Anterior, astronomii credeau că procesul de „naștere” lor din praful de stele necesită milioane de ani, dar nu cu mult timp în urmă au fost obținute fotografii ale unei regiuni a cerului din Marea Nebuloasă a lui Orion. În câțiva ani a fost un mic

În fotografiile din 1947, un mic grup de obiecte asemănătoare stelelor a fost înregistrat în acest loc. Până în 1954, unele dintre ele deveniseră deja alungite, iar după alți cinci ani, aceste obiecte s-au rupt în altele separate. Deci, pentru prima dată, procesul nașterii stelelor a avut loc literalmente în fața astronomilor.

Să aruncăm o privire mai atentă la modul în care decurge structura și evoluția stelelor, cum încep și se termină viața lor nesfârșită, după standardele umane.

În mod tradițional, oamenii de știință presupun că stelele se formează ca urmare a condensării norilor dintr-un mediu gaz-praf. Sub acțiunea forțelor gravitaționale, din norii formați se formează o minge de gaz opac, densă ca structură. Presiunea sa internă nu poate echilibra forțele gravitaționale care o comprimă. Treptat, mingea se micșorează atât de mult încât temperatura interiorului stelar crește, iar presiunea gazului fierbinte din interiorul bilei echilibrează forțele externe. După aceea, 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 o temperatură foarte ridicată în adâncimea lor, ceea ce contribuie la procese termonucleare continue (hidrogenul care le formează se transformă în heliu). Aceste procese sunt cauza radiației intense a stelelor. Timpul pentru 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 în felul următor. După încetarea eliberării de energie, forțele gravitaționale încep să comprime nucleul. În acest caz, 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 micșorează și de transformarea nucleelor ​​de heliu în nuclee de carbon.

Se prevede că Soarele nostru va deveni o gigantă roșie în opt miliarde de ani. În același timp, raza acestuia va crește de câteva zeci de ori, iar luminozitatea va crește de sute de ori față de indicatorii actuali.

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

Evoluția stelelor se termină cu formarea.Aceasta se întâmplă cu acelea 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 au încetat complet. În timp, astfel de stele își opresc radiația 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, ele pot fi convertite în neutroni, sau și cu cât oamenii de știință învață mai mulți despre aceste obiecte, cu atât mai multe întrebări noi apar.

Stelele, după cum știți, își obțin energia din reacțiile de fuziune termonucleară și, mai devreme sau mai târziu, fiecare stea are un moment în care combustibilul termonuclear se termină. Cu cât masa unei stele este mai mare, cu atât arde mai repede tot ce poate și ajunge la stadiul final al existenței sale. Evenimentele ulterioare pot avea loc în funcție de diferite scenarii, care - în primul rând, depinde din nou de masă.
În momentul în care hidrogenul din centrul stelei „arde”, în el este eliberat un miez de heliu, care se contractă și eliberează energie. În viitor, reacțiile de combustie ale heliului și ale elementelor ulterioare pot începe în el (a se vedea mai jos). Straturile exterioare cresc de multe ori sub influența presiunii crescute venite din miezul încălzit, steaua devine o gigantă roșie.
În funcție de masa stelei, în ea pot avea loc diferite reacții. Aceasta determină ce compoziție va avea steaua în momentul în care fuziunea se estompează.

pitice albe

Pentru stelele cu mase de până la aproximativ 10 MC, miezul cântărește mai puțin de 1,5 MC. După terminarea reacțiilor termonucleare, presiunea radiației se oprește, iar nucleul începe să se micșoreze sub influența gravitației. Este comprimat până când presiunea gazului electron degenerat, datorită principiului Pauli, începe să interfereze. Straturile exterioare se revarsă și se disipează, formând o nebuloasă planetară. Prima astfel de nebuloasă a fost descoperită de astronomul francez Charles Messier în 1764 și catalogată ca M27.
Ceea ce a ieșit din miez se numește pitică albă. Piticele albe au o densitate mai mare de 10 7 g/cm 3 și o temperatură la suprafață de aproximativ 10 4 K. Luminozitatea este cu 2-4 ordine de mărime mai mică decât cea a Soarelui. Fuziunea termonucleara nu are loc in ea, toata energia emisa de acesta s-a acumulat mai devreme.Astfel, piticele albe se racesc incet si inceteaza sa fie vizibile.
O pitică albă mai are șansa de a fi activă dacă face parte dintr-o stea binară și atrage masa unui însoțitor asupra ei (de exemplu, însoțitorul a devenit o gigantă roșie și și-a umplut întregul lob Roche cu masa sa). În acest caz, fie sinteza hidrogenului poate începe în ciclul CNO folosind carbonul conținut în pitica albă, terminând cu deversarea stratului exterior de hidrogen („nouă”) stea. Sau masa unei pitice albe poate crește atât de mult încât componenta sa carbon-oxigen se va aprinde, un val de ardere explozivă venind din centru. Ca rezultat, se formează elemente grele cu eliberarea unei cantități mari de energie:

12 С + 16 O → 28 Si + 16,76 MeV
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10,92 MeV

Luminozitatea stelei crește puternic timp de 2 săptămâni, apoi scade rapid încă 2 săptămâni, după care continuă să scadă de aproximativ 2 ori în 50 de zile. Energia principală (aproximativ 90%) este emisă sub formă de cuante gamma din lanțul de descompunere a izotopilor de nichel. Acest fenomen se numește supernova de tip 1.
Nu există pitice albe cu o masă de 1,5 sau mai multe mase solare. Acest lucru se explică prin faptul că, pentru existența unei pitice albe, este necesară echilibrarea compresiei gravitaționale cu presiunea gazului de electroni, dar acest lucru se întâmplă la mase care nu depășesc 1,4 M C, această limitare se numește limită Chandrasekhar. Valoarea poate fi obținută ca o condiție a egalității forțelor de presiune cu forțele de contracție gravitaționale în ipoteza că momentele electronilor sunt determinate de relația de incertitudine pentru volumul pe care îl ocupă și se deplasează cu o viteză apropiată de viteza luminii.

stele neutronice

În cazul stelelor mai masive (> 10 M C), lucrurile se întâmplă puțin diferit. Temperatura ridicată din nucleu activează reacții de absorbție a energiei, cum ar fi eliminarea protonilor, neutronilor și particulelor alfa din nuclee, precum și e- captarea electronilor de înaltă energie care compensează diferența de masă a două nuclee. A doua reacție creează un exces de neutroni în nucleu. Ambele reacții duc la răcirea acesteia și la contracția generală a stelei. Când energia fuziunii nucleare se termină, contracția se transformă într-o cădere aproape liberă a carcasei pe miezul contractant. Acest lucru accelerează brusc rata de fuziune în straturile exterioare care cad, ceea ce duce la emisia unei cantități uriașe de energie în câteva minute (comparabilă cu energia pe care stelele luminoase o emit în întreaga lor existență).
Datorită masei mari, nucleul care se prăbușește învinge presiunea gazului de electroni și se contractă în continuare. În acest caz, au loc reacții p + e - → n + ν e, după care aproape nu există electroni care să interfereze cu compresia în nucleu. Compresia are loc la dimensiuni de 10 - 30 km, corespunzătoare densității determinate de presiunea gazului degenerat cu neutroni. Materia care cade pe nucleu primește unda de șoc reflectată de nucleul neutronilor și o parte din energia eliberată în timpul comprimării acestuia, ceea ce duce la o ejecție rapidă a învelișului exterior în lateral. Obiectul rezultat se numește stea neutronică. Cea mai mare parte (90%) a energiei eliberate de contracția gravitațională este transportată de neutrini în primele secunde după prăbușire. Procesul de mai sus se numește explozie de supernovă de tip II. Energia exploziei este de așa natură încât unele dintre ele sunt (rar) vizibile cu ochiul liber, chiar și la lumina zilei. Prima supernovă a fost înregistrată de astronomii chinezi în anul 185 d.Hr. În prezent, câteva sute de focare sunt înregistrate pe an.
Steaua de neutroni rezultată are o densitate ρ ~ 10 14 − 10 15 g/cm 3 . Conservarea momentului unghiular în timpul contracției stelei duce la perioade de revoluție foarte scurte, de obicei în intervalul de la 1 la 1000 ms. Pentru vedetele obișnuite, astfel de perioade sunt imposibile, pentru că Gravitația lor nu va putea contracara forțele centrifuge ale unei astfel de rotații. O stea neutronică are un câmp magnetic foarte mare, atingând 10 12 -10 13 gauss la suprafață, ceea ce are ca rezultat o radiație electromagnetică puternică. O axă magnetică care nu coincide cu axa de rotație duce la faptul că o stea neutronică trimite periodice (cu o perioadă de rotație) impulsuri de radiație într-o direcție dată. O astfel de stea se numește pulsar. Acest fapt a ajutat descoperirea lor experimentală și este folosit pentru descoperire. Este mult mai dificil să detectezi o stea neutronică prin metode optice din cauza luminozității sale scăzute. Perioada de revoluție scade treptat datorită trecerii energiei în radiații.
Stratul exterior al unei stele neutronice este compus din materie cristalină, în principal fier și elementele învecinate. Cea mai mare parte a restului masei sunt neutroni, pionii și hiperonii pot fi chiar în centru. Densitatea stelei crește spre centru și poate atinge valori mult mai mari decât densitatea materiei nucleare. Comportamentul materiei la astfel de densități este puțin înțeles. Există teorii despre quarcii liberi, incluzând nu numai prima generație, la astfel de densități extreme de materie hadronică. Sunt posibile stările supraconductoare și superfluide ale materiei neutronice.
Există 2 mecanisme pentru răcirea unei stele neutronice. Una dintre ele este emisia de fotoni, ca peste tot. Al doilea mecanism este neutrino. Predomină atâta timp cât temperatura centrală este peste 10 8 K. De obicei corespunde unei temperaturi de suprafață peste 10 6 K și durează 10 5 −10 6 ani. Există mai multe moduri de a emite neutrini:

Găuri negre

Dacă masa stelei originale a depășit 30 de mase solare, atunci nucleul format în explozia supernovei va fi mai greu de 3 M C . Cu o astfel de masă, presiunea gazului neutron nu mai poate reține gravitația, iar miezul nu se oprește în stadiul unei stele neutronice, ci continuă să se prăbușească (cu toate acestea, stelele neutronice descoperite experimental au mase care nu depășesc 2 mase solare). , nu trei). De data aceasta, nimic nu va împiedica prăbușirea și se formează o gaură neagră. Acest obiect are o natură pur relativistă și nu poate fi explicat fără GR. În ciuda faptului că problema, conform teoriei, s-a prăbușit într-un punct - o singularitate, o gaură neagră are o rază diferită de zero, numită raza Schwarzschild:

R W \u003d 2GM / c 2.

Raza denotă limita câmpului gravitațional al unei găuri negre, care este de netrecut chiar și pentru fotoni, numit orizont de evenimente. De exemplu, raza Schwarzschild a Soarelui este de numai 3 km. În afara orizontului de evenimente, câmpul gravitațional al unei găuri negre este același cu cel al unui obiect obișnuit cu masa sa. O gaură neagră poate fi observată numai prin efecte indirecte, deoarece ea însăși nu radiază nicio energie vizibilă.
În ciuda faptului că nimic nu poate părăsi orizontul evenimentului, o gaură neagră poate încă crea radiații. În vidul fizic cuantic, perechile virtuale particule-antiparticule se nasc și dispar în mod constant. Cel mai puternic câmp gravitațional al unei găuri negre poate interacționa cu ele înainte ca acestea să dispară și să absoarbă antiparticulele. În cazul în care energia totală a antiparticulei virtuale a fost negativă, gaura neagră pierde masă, iar particula rămasă devine reală și primește energie suficientă pentru a zbura departe de câmpul găurii negre. Această radiație se numește radiație Hawking și are un spectru de corp negru. I se poate atribui o anumită temperatură:

Influența acestui proces asupra masei majorității găurilor negre este neglijabilă în comparație cu energia pe care o primesc chiar și de la CMB. Excepție fac găurile negre microscopice relicve, care s-ar fi putut forma în primele etape ale evoluției Universului. Dimensiunile mici accelerează procesul de evaporare și încetinesc procesul de câștig de masă. Ultimele etape de evaporare a unor astfel de găuri negre trebuie să se încheie cu o explozie. Nu au fost înregistrate vreodată explozii care să corespundă descrierii.
Materia care cade într-o gaură neagră se încălzește și devine o sursă de raze X, care servește drept semn indirect al prezenței unei găuri negre. Când materia cu un moment unghiular mare cade într-o gaură neagră, formează un disc de acreție rotativ în jurul ei, în care particulele pierd energie și moment unghiular înainte de a cădea în gaura neagră. În cazul unei găuri negre supermasive, există două direcții preferate de-a lungul axei discului, în care presiunea radiației emise și efectele electromagnetice accelerează particulele care au scăpat de pe disc. Acest lucru creează jeturi puternice de materie în ambele direcții, care pot fi, de asemenea, înregistrate. Conform unei teorii, așa sunt aranjate nucleele active ale galaxiilor și quasarurilor.
O gaură neagră care se învârte este un obiect mai complex. Odată cu rotația sa, „capturează” o anumită regiune a spațiului dincolo de orizontul evenimentului („efectul Lense-Thirring”). Această zonă se numește ergosferă, limita sa se numește limită statică. Limita statică este un elipsoid care coincide cu orizontul evenimentelor la cei doi poli ai rotației găurii negre.
Găurile negre rotative au un mecanism suplimentar de pierdere a energiei prin transferul acesteia către particulele care au căzut în ergosferă. Această pierdere de energie este însoțită de o pierdere a momentului unghiular și încetinește rotația.

Bibliografie

1. S.B. Popov, M.E. Prokhorov „Astrofizica stelelor neutronice unice: stele neutronice și magnetare radio-liniștite” SAI MSU, 2002
2. William J. Kaufman „Frontierele cosmice ale relativității” 1977
3. Alte surse de internet

20 decembrie 10 ani.

Viața internă a unei stele este reglementată de acțiunea a două forțe: forța de atracție, care se opune stelei, o reține și forța eliberată în timpul reacțiilor nucleare care au loc în nucleu. Ea, dimpotrivă, tinde să „împingă” steaua în spațiu îndepărtat. În timpul etapelor de formare, o stea densă și comprimată se află sub o puternică influență a gravitației. 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 al nucleului se usucă treptat, steaua intră într-o fază de instabilitate, două forțe se opun. Vine un moment critic pentru o stea, o varietate de factori intră în joc - temperatura, densitatea, compoziția chimică. Masa stelei este pe primul loc, de ea depinde viitorul acestui corp ceresc - fie steaua se aprinde ca o supernova, fie se transformă într-o pitică albă, o stea neutronică sau o gaură neagră.

Cum se epuizează hidrogenul

Doar cele foarte 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 aibă loc în adâncurile lor.

Aceste corpuri cerești de culoare închisă au o luminozitate slabă, sunt destul de greu de distins pe cer. Se numesc „pitici bruni”.

Deci, o stea se formează din nori formați din gaz interstelar. După cum sa menționat deja, o stea rămâne într-o stare echilibrată destul de mult timp. Apoi vine o perioadă de instabilitate. Soarta ulterioară a stelei depinde de diverși factori. Luați în considerare o stea mică ipotetică cu o masă 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 o nouă aprovizionare cu acest element în straturile exterioare. Hidrogenul, ardend, se transformă în heliu. Treptat, miezul se încălzește, straturile de suprafață își destabilizează propria structură, iar steaua, după cum se poate observa din diagrama D-R, iese încet din faza Secvenței Principale. În noua fază, densitatea materiei din interiorul stelei crește, compoziția nucleului „degenerează”, 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 deplasează 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, când se atinge temperatura optimă, heliul se topește. Când se întâmplă acest lucru, creșterea bruscă a temperaturii de la miez provoacă o explozie, iar 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 G-P, această etapă este fixată prin deplasarea spre dreapta de-a lungul liniei orizontale.

Ultimele faze ale evoluției

În timpul transformării heliului în carbon, miezul se modifică. Temperatura lui crește până când (dacă steaua este mare) până când carbonul începe să ardă. Există un nou focar. În orice caz, în ultimele faze ale evoluției unei stele, se constată 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 propagă în spațiul cosmic cu o viteză de câteva zeci sau chiar sute de kilometri pe secundă.

Soarta supremă a unei stele depinde de masa rămasă după tot ce se întâmplă în ea. Dacă a ejectat multă materie în timpul tuturor transformărilor și izbucnirilor și masa sa nu depășește 1,44 mase solare, steaua se transformă într-o pitică albă. Această cifră este numită „limita Chandra-sekara” în onoarea astrofizicianului pakistanez Subrahmanyan Chandrasekhar. Aceasta este masa maximă a unei stele la care s-ar putea să nu aibă loc un sfârșit catastrofal din cauza presiunii electronilor din miez.

După izbucnirea straturilor exterioare, nucleul stelei rămâne, iar temperatura la suprafață este foarte ridicată - aproximativ 100.000 °K. Steaua se deplasează spre marginea stângă a diagramei G-R și coboară. Luminozitatea sa scade pe măsură ce dimensiunea sa scade.

Steaua ajunge încet în zona piticelor 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 etapa finală în evoluția unei stele, fără erupții. Ea se răcește încet.

Oamenii de știință cred că sfârșitul piticii albe trece foarte încet, în orice caz, de la începutul existenței Universului, se pare că nici măcar o pitică albă nu a suferit de „moarte termică”.

Dacă steaua este mare și masa ei este mai mare decât Soarele, va erupe ca o supernova. În timpul unei izbucniri, o stea poate fi distrusă complet sau parțial. În primul caz, va lăsa un nor de gaz cu substanțele reziduale ale stelei. În al doilea, rămâne un corp ceresc de cea mai mare densitate - o stea neutronică sau o gaură neagră.