> Ciclul de viață al unei stele

Descriere viata si moartea stelelor: etape de dezvoltare cu fotografii, nori moleculari, protostar, T Tauri, secvență principală, gigantă roșie, pitică albă.

Totul în această lume evoluează. Orice ciclu începe cu nașterea, creșterea și se termină cu moartea. Desigur, stelele au aceste cicluri într-un mod special. Să ne amintim cel puțin că intervalele lor de timp sunt mai mari și sunt măsurate în milioane și miliarde de ani. În plus, moartea lor are anumite consecințe. Cum arată ciclul de viață al stelelor?

Primul ciclu de viață al unei stele: nori moleculari

Să începem cu nașterea unei stele. Imaginați-vă un nor imens de gaz molecular rece care poate exista în liniște în Univers fără nicio modificare. Dar dintr-o dată o supernova explodează nu departe de ea sau se ciocnește cu un alt nor. Datorită unei astfel de împingeri, procesul de distrugere este activat. Este împărțit în părți mici, fiecare dintre acestea fiind retrasă în sine. După cum ați înțeles deja, toate aceste grupuri se pregătesc să devină vedete. Gravitația încălzește temperatura, iar impulsul stocat menține procesul de rotație. Diagrama de jos demonstrează în mod clar ciclul stelelor (viață, stadii de dezvoltare, opțiuni de transformare și moarte corp ceresc cu fotografie).

Al doilea ciclu de viață al unei stele: Protostar

Materialul se condensează mai dens, se încălzește și este respins de colapsul gravitațional. Un astfel de obiect se numește protostea, în jurul căruia se formează un disc de material. Piesa este atrasă de obiect, crescându-i masa. Resturile rămase vor grupa și vor crea un sistem planetar. Dezvoltarea ulterioară a stelei depinde de masă.

Al treilea ciclu de viață al unei stele: T Taur

Când materialul lovește o stea, se eliberează o cantitate imensă de energie. Noua etapă stelară a fost numită după prototipul - T Tauri. Este o stea variabilă situată la 600 de ani lumină distanță (aproape).

Poate atinge o luminozitate mare deoarece materialul se descompune și eliberează energie. Dar partea centrală nu are suficientă temperatură pentru a susține fuziunea nucleară. Această fază durează 100 de milioane de ani.

Al patrulea ciclu de viață al unei stele:Secvența principală

La un moment dat, temperatura corpului ceresc crește la nivelul necesar, activând fuziunea nucleară. Toate vedetele trec prin asta. Hidrogenul se transformă în heliu, eliberând căldură și energie enormă.

Energia este eliberată sub formă de raze gamma, dar din cauza mișcării lente a stelei, aceasta cade cu aceeași lungime de undă. Lumina este împinsă afară și intră în conflict cu gravitația. Putem presupune că aici se creează un echilibru ideal.

Cât va fi ea în secvența principală? Trebuie să începeți de la masa stelei. Piticile roșii (jumătate din masa Soarelui) își pot arde alimentarea cu combustibil timp de sute de miliarde (trilioane) de ani. Stelele medii (cum ar fi ) trăiesc 10-15 miliarde. Dar cele mai mari au miliarde sau milioane de ani. Vedeți cum arată evoluția și moartea stelelor din diferite clase în diagramă.

Al cincilea ciclu de viață al unei stele: Gigantul roșu

În timpul procesului de topire, hidrogenul se epuizează și se acumulează heliu. Când nu mai rămâne deloc hidrogen, toate reacțiile nucleare se opresc, iar steaua începe să se micșoreze din cauza gravitației. Învelișul de hidrogen din jurul miezului se încălzește și se aprinde, determinând obiectul să crească de 1.000 până la 10.000 de ori mai mare. La un moment dat, Soarele nostru va repeta această soartă, crescând pe orbita Pământului.

Temperatura și presiunea ating un maxim și heliul fuzionează în carbon. În acest moment, steaua se micșorează și încetează să mai fie o gigantă roșie. Cu o masivitate mai mare, obiectul va arde alte elemente grele.

Al șaselea ciclu de viață al unei stele: Pitică albă

O stea cu masă solară nu are suficientă presiune gravitațională pentru a fuziona carbonul. Prin urmare, moartea are loc odată cu sfârșitul heliului. Straturile exterioare sunt ejectate și apare o pitică albă. Începe fierbinte, dar după sute de miliarde de ani se răcește.

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 „nașterii” lor de la praf de stele durează milioane de ani, dar nu cu mult timp în urmă au fost obținute fotografii ale unei regiuni a 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 o minge de gaz opac, densă 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 sugerează foarte temperatură ridicatăîn adâncurile 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. 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 prezice 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 poată străluci timp de zeci de miliarde de ani.

Evoluția stelelor se termină cu formarea Acest lucru 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 mai multe întrebări noi apar.

Evoluția stelară în astronomie este succesiunea schimbărilor pe care o stea le suferă în timpul vieții sale, adică pe parcursul a sute de mii, milioane sau miliarde de ani în timp ce emite lumină și căldură. În perioade atât de enorme, schimbările sunt destul de semnificative.

Evoluția unei stele începe într-un nor molecular gigant, numit și leagăn stelar. Majoritatea spațiului „gol” dintr-o galaxie conține de fapt între 0,1 și 1 moleculă pe cm 3 . Un nor molecular are o densitate de aproximativ un milion de molecule pe cm 3 . Masa unui astfel de nor depășește masa Soarelui de 100.000–10.000.000 de ori datorită dimensiunii sale: de la 50 la 300 de ani lumină.

Evoluția unei stele începe într-un nor molecular gigant, numit și leagăn stelar.

În timp ce norul se rotește liber în jurul centrului galaxiei sale natale, nu se întâmplă nimic. Cu toate acestea, din cauza neomogenității câmpului gravitațional, în acesta pot apărea perturbări, ducând la concentrații locale de masă. Astfel de perturbări provoacă colapsul gravitațional al norului. Unul dintre scenariile care duc la aceasta este ciocnirea a doi nori. Un alt eveniment care provoacă colapsul ar putea fi trecerea unui nor prin brațul dens al unei galaxii spirale. De asemenea, un factor critic ar putea fi explozia unei supernove din apropiere, a cărei undă de șoc se va ciocni cu norul molecular cu o viteză enormă. Este, de asemenea, posibil ca galaxiile să se ciocnească, ceea ce ar putea provoca o explozie de formare de stele, deoarece norii de gaz din fiecare galaxie sunt comprimați în urma coliziunii. În general, orice neomogenități în forțele care acționează asupra masei norului pot declanșa procesul de formare a stelelor.

orice neomogenități în forțele care acționează asupra masei norului pot declanșa procesul de formare a stelelor.

În timpul acestui proces, neomogenitățile norului molecular se vor comprima sub influența propriei gravitații și vor lua treptat forma unei mingi. Când este comprimată, energia gravitațională se transformă în căldură, iar temperatura obiectului crește.

Când temperatura din centru atinge 15-20 milioane K, încep reacțiile termonucleare și compresia se oprește. Obiectul devine o stea cu drepturi depline.

Etapele ulterioare ale evoluției unei stele depind aproape în întregime de masa acesteia și numai la sfârșitul evoluției unei stele poate juca un rol masa. compozitia chimica.

Prima etapă a vieții unei stele este similară cu cea a soarelui - este dominată de reacțiile ciclului hidrogenului.

Rămâne în această stare pentru cea mai mare parte a vieții sale, fiind pe secvența principală a diagramei Hertzsprung–Russell, până când rezervele de combustibil din miezul său se epuizează. Când tot hidrogenul din centrul stelei este transformat în heliu, se formează un miez de heliu, iar arderea termonucleară a hidrogenului continuă la periferia miezului.

Piticile mici și roșii reci își ard încet rezervele de hidrogen și rămân pe secvența principală timp de zeci de miliarde de ani, în timp ce supergiganții masivi părăsesc secvența principală la câteva zeci de milioane (și unele doar câteva milioane) de ani de la formare.

În prezent, nu se știe cu certitudine ce se întâmplă cu stelele luminoase după ce cantitatea de hidrogen din nucleele lor este epuizată. Deoarece universul are 13,8 miliarde de ani, ceea ce nu este suficient pentru ca astfel de stele să rămână fără combustibil cu hidrogen, teorii moderne se bazează pe modelare pe calculator procese care au loc în astfel de stele.

Conform conceptelor teoretice, unele dintre stelele luminoase, pierzându-și materia (vânt stelar), se vor evapora treptat, devenind din ce în ce mai mici. Altele, piticele roșii, se vor răci încet de-a lungul miliardelor de ani, în timp ce continuă să emită emisii slabe în intervalele de infraroșu și microunde ale spectrului electromagnetic.

Stelele de dimensiuni medii precum Soarele rămân pe secvența principală timp de o medie de 10 miliarde de ani.

Se crede că Soarele este încă pe el, deoarece se află în mijlocul lui ciclu de viață. Odată ce o stea rămâne fără hidrogen în miezul său, ea părăsește secvența principală.

Odată ce o stea rămâne fără hidrogen în miezul său, ea părăsește secvența principală.

Fără presiunea care a apărut în timpul reacțiilor termonucleare și a echilibrat gravitația internă, steaua începe să se micșoreze din nou, așa cum a făcut anterior în procesul de formare.

Temperatura și presiunea cresc din nou, dar, spre deosebire de stadiul protostar, la un nivel mult mai ridicat.

Prăbușirea continuă până când, la o temperatură de aproximativ 100 milioane K, încep reacțiile termonucleare care implică heliu, timp în care heliul este transformat în elemente mai grele (heliul în carbon, carbonul în oxigen, oxigenul în siliciu și, în final, siliciul în fier).

Colapsul continuă până când reacțiile termonucleare care implică heliu încep la o temperatură de aproximativ 100 milioane K.

„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.

Steaua devine o gigantă roșie, iar faza de ardere a heliului durează aproximativ câteva milioane de ani.

Ce se întâmplă în continuare depinde și de masa stelei.

În stelele de dimensiuni medii, reacția de ardere termonucleară a heliului poate duce la eliberarea explozivă a straturilor exterioare ale stelei cu formarea de nebuloasă planetară. Miezul stelei, în care se opresc reacțiile termonucleare, se răcește și 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.

Pentru stelele masive și supermasive (cu o masă de cinci mase solare sau mai mult), procesele care au loc în miezul lor pe măsură ce compresia gravitațională crește duc la o explozie supernova cu eliberarea unei energii enorme. Explozia este însoțită de ejectarea unei mase semnificative de materie stelară în spațiul interstelar. Această substanță participă ulterior la formarea de noi stele, planete sau sateliți. Datorită supernovelor, Universul ca întreg și fiecare galaxie în particular evoluează chimic. Miezul stelar rămas după explozie poate ajunge să evolueze ca stea neutronică (pulsar) dacă masa stelei din stadiul târziu depășește limita Chandrasekhar (1,44 mase solare) sau ca o gaură neagră dacă masa stelei depășește limita Oppenheimer-Volkoff (valori estimate de 2,5-3 mase solare).

Procesul de evoluție stelară în Univers este continuu și ciclic - stelele vechi se estompează și altele noi se aprind pentru a le înlocui.

Conform conceptelor științifice moderne, elementele necesare pentru apariția planetelor și a vieții pe Pământ s-au format din materie stelară. Deși nu există un singur punct de vedere general acceptat asupra modului în care a apărut viața.

Să luăm în considerare pe scurt principalele etape ale evoluției stelare.

Modificarea caracteristicilor fizice, structura internăși compoziția chimică a stelei în timp.

Fragmentarea materiei. .

Se presupune că stelele se formează în timpul comprimării gravitaționale a fragmentelor unui nor de gaz și praf. Deci, așa-numitele globule pot fi locuri de formare a stelelor.

Un globul este un nor interstelar dens și opac de praf molecular (gaz-praf), care este observat pe fundalul norilor luminoși de gaz și praf sub forma unei formațiuni rotunde întunecate. Constă în principal din hidrogen molecular (H 2) și heliu ( El ) cu un amestec de molecule de alte gaze și granule solide de praf interstelar. Temperatura gazului în globulă (în principal temperatura hidrogenului molecular) T≈ 10 ÷ 50K, densitate medie n~ 10 5 particule/cm 3, care este cu câteva ordine de mărime mai mare decât în ​​cei mai denși nori obișnuiți de gaz și praf, diametrul D~ 0,1 ÷ 1. Masa globulelor M≤ 10 2 × M ⊙ . În unele globule, tip tânăr T Taur.

Norul este comprimat de propria sa gravitație din cauza instabilității gravitaționale, care poate apărea fie spontan, fie ca urmare a interacțiunii norului cu o undă de șoc de la un flux de vânt stelar supersonic de la o altă sursă de formare stelară din apropiere. Există și alte cauze posibile ale instabilității gravitaționale.

Studiile teoretice arată că în condițiile care există în norii moleculari obișnuiți (T≈ 10 ÷ 30K și n ~ 10 2 particule/cm 3), cea inițială poate apărea în volume de nor cu masa M≥ 10 3 × M ⊙ . Într-un astfel de nor care se contractă, este posibilă o dezintegrare suplimentară în fragmente mai puțin masive, fiecare dintre acestea se va comprima și sub influența propriei gravitații. Observațiile arată că în Galaxie, în timpul procesului de formare a stelelor, nu se naște una, ci un grup de stele cu mase diferite, de exemplu, un grup de stele deschis.

Când este comprimată în regiunile centrale ale norului, densitatea crește, rezultând într-un moment în care substanța acestei părți a norului devine opacă la propria radiație. În adâncurile norului, apare o condensare densă stabilă, pe care astronomii o numesc oh.

Fragmentarea materiei este dezintegrarea unui nor de praf molecular în părți mai mici, a căror mai departe duce la apariția.

– un obiect astronomic care se află în stadiu, de la care după ceva timp (pentru masa solară de data aceasta T~ 10 8 ani) se formează normal.

Odată cu căderea în continuare a materiei din învelișul de gaz pe miez (acreție), masa acestuia din urmă și, prin urmare, temperatura, crește atât de mult încât presiunea de gaz și radiația sunt comparate cu forțele. Compresia nucleului se oprește. Formațiunea este înconjurată de un înveliș de gaz și praf, opac la radiația optică, permițând doar radiației infraroșii și cu lungime de undă mai lungă să treacă. Un astfel de obiect (-cocon) este observat ca o sursă puternică de radiații radio și infraroșii.

Odată cu o creștere suplimentară a masei și temperaturii miezului, presiunea ușoară oprește acumularea, iar rămășițele carcasei sunt împrăștiate în spațiul cosmic. Apare o tânără caracteristici fizice care depind de masa şi compoziţia chimică iniţială a acestuia.

Principala sursă de energie pentru o stea în curs de dezvoltare este aparent energia eliberată în timpul compresiei gravitaționale. Această ipoteză rezultă din teorema virială: într-un sistem staționar, suma energiei potențiale E p toți membrii sistemului și energie cinetică dublă 2 E la dintre acești termeni este egal cu zero:

E p + 2 E k = 0. (39)

Teorema este valabilă pentru sistemele de particule care se mișcă într-o regiune limitată a spațiului sub influența forțelor, a căror mărime este invers proporțională cu pătratul distanței dintre particule. Rezultă că energia termică (cinetică) este egală cu jumătate din energia gravitațională (potențială). Când o stea se contractă, energia totală a stelei scade, în timp ce energia gravitațională scade: jumătate din modificarea energiei gravitaționale părăsește steaua prin radiație, iar datorită celei de-a doua jumătate crește. energie termică stele.

Stele tinere de masă mică(până la trei mase solare) care se apropie de secvența principală sunt complet convective; procesul de convecție acoperă toate zonele stelei. Acestea sunt în esență protostele, în centrul cărora reacțiile nucleare abia încep și toate radiațiile se datorează în principal. Nu a fost încă stabilit că steaua 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, tânărul se apropie de secvența principală.

Pe măsură ce steaua se contractă, presiunea gazului electron degenerat începe să crească, iar când se atinge o anumită rază a stelei, compresia se oprește, ceea ce duce la oprirea creșterii în continuare a temperaturii centrale cauzate de compresie și apoi la scăderea ei. Pentru stelele cu mase solare mai mici de 0,0767, acest lucru nu se întâmplă: energia eliberată în timpul reacțiilor nucleare nu este niciodată suficientă pentru a echilibra presiunea internă și. Astfel de „stele subterane” emit mai multă energie decât este produsă în timpul reacțiilor nucleare și sunt clasificate ca așa-numite; soarta lor este comprimarea constantă până când presiunea gazului degenerat o oprește și apoi răcirea treptată cu încetarea tuturor reacțiilor nucleare care au început..

Stele tinere de masă intermediară (de la 2 la 8 ori masa Soarelui) evoluează calitativ exact în același mod ca și surorile lor mai mici, cu excepția faptului că nu au zone convective până la secvența principală.

Stele cu o masă mai mare de 8 mase solareau deja caracteristicile stelelor normale, deoarece au trecut prin toate etapele intermediare și au reușit să atingă o astfel de rată a reacțiilor nucleare încât să compenseze energia pierdută prin radiație în timp ce masa miezului se acumulează. Fluxul de masă din aceste stele este atât de mare încât nu numai că oprește colapsul regiunilor exterioare ale norului molecular care nu au devenit încă parte a stelei, ci, dimpotrivă, le dezgheță. Astfel, masa stelei rezultate este vizibil mai mică decât masa norului protostelar.

Secvența principală

Temperatura stelei crește până când în regiunile centrale atinge valori suficiente pentru a permite reacții termonucleare, care devin apoi principala sursă de energie pentru stea. Pentru stele masive ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) este „combustia” hidrogenului în ciclul carbonului; Pentru stelele cu o masă egală sau mai mică decât masa Soarelui, energia este eliberată în reacția proton-proton. intră în stadiul de echilibru și își ia locul pe secvența principală a diagramei Hertzsprung-Russell: o stea de masă mare are o temperatură centrală foarte ridicată ( T ≥ 3 × 10 7 K ), producția de energie este foarte intensă, - pe secvența principală ocupă un loc deasupra Soarelui în regiunea timpurii ( O … A , (F )); o stea de masă mică are o temperatură centrală relativ scăzută ( T ≤ 1,5 × 10 7 K ), producția de energie nu este atât de intensă, - pe secvența principală ocupă un loc lângă sau sub Soare în regiunea de mai târziu (( F), G, K, M).

Petrece până la 90% din timpul alocat de natură pentru existența sa pe secvența principală. Timpul pe care îl petrece o stea în etapa secvenței principale depinde și de masa sa. Da, cu masa M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O sau B se află în stadiul secvenței principale de aproximativ 10 7 ani, în timp ce pitica roșie K 5 cu masa M ≈ 0,5 × M ⊙ se află în stadiul secvenței principale de aproximativ 10 11 ani, adică un timp comparabil cu vârsta Galaxiei. Stele fierbinți masive trec rapid în următoarele etape de evoluție. Se poate presupune că piticele roșii sunt principalul tip de populație a Galaxiei.

Gigant roșu (supergigant).

Arderea rapidă a hidrogenului în regiunile centrale ale stelelor masive duce la apariția unui miez de heliu. Când fracția de masă a hidrogenului este de câteva procente în miez, reacția carbonului de conversie a hidrogenului în heliu se oprește aproape complet. Miezul se contractă, determinând creșterea temperaturii sale. Ca urmare a încălzirii cauzate de compresia gravitațională a miezului de heliu, hidrogenul „se aprinde” și eliberarea de energie începe într-un strat subțire situat între miez și învelișul extins al stelei. Învelișul se extinde, raza stelei crește, temperatura efectivă scade și crește. „părăsește” secvența principală și trece la următoarea etapă de evoluție - la stadiul de gigant roșie sau, dacă masa stelei M > 10 × M ⊙ , în stadiul de supergigantă roșie.

Odată cu creșterea temperaturii și a densității, heliul începe să „arde” în miez. La T ~ 2 × 10 8 K și r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm 3 începe o reacție termonucleară, care se numește reacție ternară o -proces: din trei o -particule (nuclei de heliu 4 El ) se formează un nucleu stabil de carbon 12 C. La masa miezului stelei M< 1,4 × M ⊙ тройной a -procesul duce la o natură explozivă a eliberării de energie - un fulger de heliu, care pentru o anumită stea poate fi repetat de mai multe ori.

În regiunile centrale ale stelelor masive în stadiul de gigant sau supergigant, o creștere a temperaturii duce la formarea secvențială a nucleelor ​​de carbon, carbon-oxigen și oxigen. După arderea carbonului, apar reacții care au ca rezultat formarea de elemente chimice mai grele, posibil nuclee de fier. Evoluția ulterioară a unei stele masive poate duce la ejectarea cochiliei, la izbucnirea unei stele sub formă de nova sau, cu formarea ulterioară a obiectelor care reprezintă stadiul final al evoluției stelelor: o pitică albă, o stea neutronică sau o gaură neagră.

Etapa finală de evoluție este etapa de evoluție a tuturor stelelor normale după ce aceste stele și-au epuizat combustibilul termonuclear; încetarea reacțiilor termonucleare ca sursă de energie stelară; tranziția unei stele, în funcție de masa sa, la stadiul de pitică albă sau găuri negre.

Piticele albe sunt ultima etapă de evoluție a tuturor stelelor normale cu masa M< 3 ÷ 5 × M ⊙ după ce aceştia şi-au epuizat combustibilul termonuclear. După ce a trecut de stadiul de gigant roșu (sau subgigant), își aruncă coaja și expune miezul, care, pe măsură ce se răcește, devine o pitică albă. Raza mica (R b.k ~ 10 -2 × R ⊙ ) și culoarea alb sau alb-albastru (T b.k ~ 10 4 K) a determinat denumirea acestei clase de obiecte astronomice. Masa unei pitici albe este întotdeauna mai mică de 1,4×M⊙ - s-a dovedit că piticele albe cu mase mari nu pot exista. Cu o masă comparabilă cu masa Soarelui și dimensiuni comparabile cu dimensiunile planete majore sistem solar, piticele albe au enorm densitate medie: ρ b.k ~ 10 6 g/cm 3 , adică o greutate cu un volum de 1 cm 3 de materie pitică albă cântărește o tonă! Accelerația gravitațională pe suprafață g b.k ~ 10 8 cm/s 2 (comparați cu accelerația de pe suprafața Pământului - g ≈980 cm/s 2). Cu o asemenea sarcină gravitațională zonele interioare stea, starea de echilibru a piticii albe este menținută de presiunea gazului degenerat (în principal gaz de electroni degenerați, deoarece contribuția componentei ionice este mică). Să ne amintim că un gaz în care nu există o distribuție maxwelliană a vitezei particulelor se numește degenerat. Într-un astfel de gaz, la anumite valori de temperatură și densitate, numărul de particule (electroni) cu orice viteză în intervalul de la v = 0 la v = v max va fi același. v max este determinată de densitatea și temperatura gazului. Cu o masă pitică albă M b.k > 1,4 × M ⊙ viteza maxima electronii din gaz este comparabil cu viteza luminii, gazul degenerat devine relativist, iar presiunea lui nu mai este capabilă să reziste la compresia gravitațională. Raza piticului tinde spre zero - se „prăbușește” într-un punct.

Atmosferele subțiri și fierbinți ale piticelor albe constau fie din hidrogen, practic fără alte elemente detectabile în atmosferă; sau din heliu, în timp ce hidrogenul din atmosferă este de sute de mii de ori mai mic decât în ​​atmosferele stelelor normale. După tipul de spectru, piticele albe aparțin claselor spectrale O, B, A, F. Pentru a „distinge” piticele albe de stelele normale, litera D este plasată în fața denumirii (DOVII, DBVII etc. D este prima literă în Cuvânt englezesc Degenerat - degenerat). Sursa de radiație de la o pitică albă este rezerva de energie termică pe care pitica albă a primit-o ca nucleu al stelei părinte. Multe pitice albe au moștenit de la părinți un câmp magnetic puternic, a cărui intensitate H ~ 10 8 E. Se crede că numărul piticelor albe este de aproximativ 10% din număr total stele ale galaxiei.

În fig. 15 prezintă o fotografie a lui Sirius - cea mai strălucitoare stea de pe cer (α Canis Major; m v = -1 m .46; clasa A1V). Discul vizibil în imagine este o consecință a iradierii fotografice și a difracției luminii pe lentila telescopului, adică discul stelei în sine nu este rezolvat în fotografie. Razele care provin de pe discul fotografic al lui Sirius sunt urme de distorsiune a frontului de undă al fluxului luminos pe elementele opticei telescopului. Sirius este situat la o distanță de 2,64 de Soare, lumina de la Sirius durează 8,6 ani pentru a ajunge pe Pământ - astfel, este una dintre cele mai apropiate stele de Soare. Sirius este de 2,2 ori mai masiv decât Soarele; este M v = +1 m .43, adică vecinul nostru emite de 23 de ori mai multă energie decât Soarele.

Figura 15.

Unicitatea fotografiei constă în faptul că, împreună cu imaginea lui Sirius, a fost posibilă obținerea unei imagini a satelitului său - satelitul „luminează” cu un punct luminos în stânga lui Sirius. Sirius - telescopic: Sirius însuși este desemnat cu litera A, iar satelitul său cu litera B. Mărimea aparentă a lui Sirius este B m v = +8 m .43, adică este de aproape 10.000 de ori mai slab decât Sirius A. Masa lui Sirius B este aproape exact egală cu masa Soarelui, raza este de aproximativ 0,01 din raza Soarelui, suprafața temperatura este de aproximativ 12000K, dar Sirius B emite de 400 de ori mai puțin decât Soarele. Sirius B este o pitică albă tipică. Mai mult, aceasta este prima pitică albă, descoperită, de altfel, de Alfven Clarke în 1862 în timpul observației vizuale cu telescopul.

Sirius A și Sirius B orbitează în jurul aceeași, cu o perioadă de 50 de ani; distanța dintre componentele A și B este de numai 20 UA.

Potrivit remarcii potrivite a lui V.M.Lipunov, „se „coc” în interiorul stelelor masive (cu o masă mai mare de 10×M⊙ )". Miezurile stelelor care evoluează într-o stea neutronică au 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; după ce sursele de reacții termonucleare se usucă și părintele ejectează o parte semnificativă a materiei într-o erupție, aceste nuclee vor deveni obiecte independente ale lumii stelare, având caracteristici foarte specifice. Comprimarea nucleului stelei părinte se oprește la o densitate comparabilă cu densitatea nucleară (ρ n. h ~ 10 14 ÷ 10 15 g/cm 3). Cu o astfel de masă și densitate, raza nașterii este de numai 10 și constă din trei straturi. Stratul exterior (sau crusta exterioară) este format dintr-o rețea cristalină de nuclee atomice fier de calcat ( Fe fier de calcat ( ) cu un posibil amestec mic de nuclee atomice ale altor metale; Grosimea crustei exterioare este de numai aproximativ 600 m cu o rază de 10 km. Sub crusta exterioară se află o altă crustă interioară tare, formată din atomi de fier (≈ ), dar acești atomi sunt supra-imbogățiți cu neutroni. Grosimea acestei scoarțe

2 km. Crusta interioară se învecinează cu miezul neutronului lichid, procesele fizice în care sunt determinate de proprietățile remarcabile ale lichidului neutronic - superfluiditatea și, în prezența electronilor și protonilor liberi, supraconductivitatea. Este posibil ca chiar în centru substanța să conțină mezoni și hiperoni. Se rotesc rapid în jurul unei axe - de la una la sute de rotații pe secundă. O astfel de rotație în prezența unui câmp magnetic ( H ~ 10 13 ÷

10 15 Oe) duce adesea la efectul observat al pulsației radiației stelare în diferite game de unde electromagnetice. Am văzut unul dintre acești pulsari în interiorul Nebuloasei Crabului. Număr total viteza de rotație nu mai este suficientă pentru ejectarea particulelor, deci nu poate fi un radio pulsar. Cu toate acestea, este încă grozav și capturat câmp magnetic

steaua neutronică din jur nu poate cădea, adică nu are loc acumularea de materie. Viteza de rotație scade într-o asemenea măsură încât acum nimic nu împiedică materia să cadă pe o astfel de stea neutronică. Plasma, căzând, se mișcă de-a lungul liniilor câmpului magnetic și lovește o suprafață solidă din regiunea polilor, încălzindu-se până la zeci de milioane de grade. Materia încălzită la temperaturi atât de ridicate strălucește în intervalul de raze X. Regiunea în care materia care căde interacționează cu suprafața stelei este foarte mică - doar aproximativ 100 de metri. Datorită rotației stelei, acest punct fierbinte dispare periodic din vedere, pe care observatorul îl percepe ca pulsații. Astfel de obiecte se numesc pulsari cu raze X.

Georotator. Viteza de rotație a unor astfel de stele neutronice este scăzută și nu împiedică acumularea. Dar dimensiunile magnetosferei sunt astfel încât plasma este oprită de câmpul magnetic înainte de a fi captată de gravitație.

Dacă este o componentă a unui sistem binar apropiat, atunci materia este „pompată” de la steaua normală (a doua componentă) la steaua neutronică. Masa poate depăși critica (M > 3×M⊙ ), atunci stabilitatea gravitațională a stelei este încălcată, nimic nu poate rezista compresiei gravitaționale și „intră” sub raza sa gravitațională

r g = 2 × G × M/c 2 , (40)

transformându-se într-o „gaură neagră”. În formula dată pentru r g: M este masa stelei, c este viteza luminii, G este constanta gravitațională.

O gaură neagră este un obiect al cărui câmp gravitațional este atât de puternic încât nici o particulă, nici un foton, nici un corp material nu poate ajunge la a doua. viteza de evacuareși evadează în spațiul cosmic.

O gaură neagră este un obiect singular în sensul că natura proceselor fizice din interiorul acesteia nu este încă accesibilă descrierii teoretice. Existența găurilor negre decurge din considerente teoretice în realitate, ele pot fi localizate în regiunile centrale ale clusterelor globulare, quasari, galaxii gigantice, inclusiv în centrul galaxiei noastre.

La începutul secolului al XX-lea, Hertzsprung și Russell au trasat diferite stele pe diagrama „Mărimea absolută” - „clasa spectrală” și s-a dovedit că cele mai multe dintre ele erau grupate de-a lungul unei curbe înguste. Mai târziu, această diagramă (numită acum diagrama Hertzsprung-Russell) s-a dovedit a fi cheia pentru înțelegerea și studierea proceselor care au loc în interiorul unei stele.

Diagrama face posibilă (deși nu foarte precis) găsirea valoare absolută după clasa spectrală. Mai ales pentru spectrale clasele O-F. Pentru clasele ulterioare acest lucru este complicat de necesitatea de a alege între un gigant și un pitic. Cu toate acestea, anumite diferențe de intensitate a unor linii ne permit să facem cu încredere această alegere.

Cele mai multe stele (aproximativ 90%) sunt situate pe diagramă de-a lungul unei benzi lungi înguste numite secvența principală. Se extinde din colțul din stânga sus (de la supergiganții albaștri) până în colțul din dreapta jos (până la piticele roșii). Stelele din secvența principală includ Soarele, a cărui luminozitate este considerată unitate.

Punctele corespunzătoare giganților și supergiantilor sunt situate deasupra secvenței principale din dreapta, iar punctele corespunzătoare piticelor albe sunt în colțul din stânga jos, sub secvența principală.

Acum a devenit clar că stelele din secvența principală sunt stele normale, similare cu Soarele, în care arderea hidrogenului are loc în reacții termonucleare. Secvența principală este o secvență de stele de mase diferite. Cele mai mari stele în masă sunt situate în partea de sus a secvenței principale și sunt giganți albaștri. Cele mai mici stele în masă sunt pitici. Ele sunt situate în partea de jos a secvenței principale. Subpiticii sunt localizați paralel cu secvența principală, dar ușor sub aceasta. Ele diferă de stelele din secvența principală prin conținutul lor inferior de metal.

Vedeta își petrece cea mai mare parte a vieții în secvența principală. În această perioadă, culoarea, temperatura, luminozitatea și alți parametri ai acesteia rămân aproape neschimbați. Dar înainte ca steaua să atingă această stare stabilă, în timp ce se află încă în starea protostea, are o culoare roșie și, pentru o perioadă scurtă de timp, o luminozitate mai mare decât ar avea-o pe secvența principală.

Stele de masă mare (supergiganți) își cheltuiesc energia cu generozitate, iar evoluția unor astfel de stele durează doar sute de milioane de ani. Prin urmare, supergiantile albastre sunt vedete tinere.

Etapele evoluției stelelor după secvența principală sunt de asemenea scurte. Stelele tipice devin giganți roșii, iar stelele foarte masive devin supergiganți roșii. Steaua crește rapid în dimensiune și luminozitatea ei crește. Aceste faze ale evoluției sunt reflectate în diagrama Hertzsprung-Russell.

Fiecare stea își petrece aproximativ 90% din viață pe secvența principală. În această perioadă, principalele surse de energie pentru stea sunt reacțiile termonucleare care transformă hidrogenul în heliu în centrul său. Fiind epuizat această sursă, steaua se mută în regiunea giganților, unde își petrece aproximativ 10% din viață. În acest moment, principala sursă de energie eliberată de stea este conversia hidrogenului în heliu în stratul din jurul miezului dens de heliu. Acesta este așa-numitul scena gigant rosu.

Nașterea Stelelor

Evoluția unei stele începe într-un nor molecular gigant, numit și leagăn stelar, în care, ca urmare a instabilității gravitaționale, începe să crească fluctuația primară a densității. Majoritatea spațiului „gol” dintr-o galaxie conține de fapt între 0,1 și 1 moleculă pe cm³. Un nor molecular are o densitate de aproximativ un milion de molecule pe cm³. Masa unui astfel de nor depășește masa Soarelui de 100.000-10.000.000 de ori datorită dimensiunii sale: de la 50 la 300 de ani lumină.

În timpul colapsului, norul molecular este împărțit în părți, formând aglomerări din ce în ce mai mici. Fragmentele cu o masă mai mică de ~100 de mase solare sunt capabile să formeze o stea. În astfel de formațiuni, gazul se încălzește pe măsură ce se contractă datorită eliberării de energie potențială gravitațională, iar norul devine o protostea, transformându-se într-un obiect sferic rotativ.

Stele aprinse stadiu inițial existența lor este de obicei ascunsă vederii în interiorul unui nor dens de praf și gaz. Acești coconi care formează stele pot fi adesea văzute silueți împotriva radiației strălucitoare a gazului din jur. Astfel de formațiuni se numesc globule Bok.

O fracțiune foarte mică de protostele nu ating temperaturi suficiente pentru reacțiile de fuziune termonucleară. Astfel de stele sunt numite „pitice maro”; masa lor nu depășește o zecime din Soare. Astfel de stele mor rapid, răcindu-se treptat pe parcursul a câteva sute de milioane de ani. În unele dintre cele mai masive protostele, temperatura datorată compresiei puternice poate ajunge la 10 milioane K, făcând posibilă sintetizarea heliului din hidrogen. O astfel de stea începe să strălucească. Debutul reacțiilor termonucleare stabilește echilibrul hidrostatic, prevenind nucleul de la colapsul gravitațional în continuare. În plus, steaua poate exista într-o stare stabilă.

Etapa inițială a evoluției stelare

Pe diagrama Hertzsprung-Russell, steaua emergentă ocupă un punct în colțul din dreapta sus: are o luminozitate mare și temperatură scăzută. 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 și pentru o stea cu o masă de 0,1 M ☉ de o mie de ori mai mult.

Etapa secvenței principale

În etapa secvenței principale, steaua strălucește datorită eliberării de energie în reacțiile nucleare de conversie a hidrogenului în heliu. Furnizarea de hidrogen asigură luminozitatea unei stele cu o masă de 1M ☉ de aproximativ 10 10 ani. Stele cu o masă mai mare consumă hidrogen mai repede: de exemplu, o stea cu o masă de 10 M ☉ va consuma hidrogen în mai puţin de 10 7 ani (luminozitatea este proporţională 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 intrarea în secvența principală, evoluția unei stele de masă mare (>1,5 M ☉ ) este determinată de condițiile de ardere a combustibilului nuclear în interiorul 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 T17. Prin urmare, în miez se formează un miez convectiv, înconjurat de o zonă în care energia este transferată 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 contracte, iar rata de eliberare a energiei rămâne constantă. În același timp, steaua se extinde și se mută în regiunea giganților roșii.

Stadiul de maturitate a vedetei

Stele cu masă mică

În momentul în care hidrogenul este complet ars, în centrul unei stele de masă mică se formează un mic miez de heliu. În miez, densitatea materiei și temperatura ating valori de 10 9 kg/m 3 și, 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 sa cresc - steaua se transformă într-o gigantă roșie.

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=>O). 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. În diagrama Hertzsprung-Russell, steaua se mișcă de-a lungul succesiunii de giganți sau (cu masă foarte mare în regiunea supergigantului) devine periodic o Cefeidă.

Etapele finale ale evoluției stelare

Stele vechi de masă mică

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

Moartea stelelor de mare masă

La sfârșitul evoluției, o stea de masă mare are foarte structura complexa. Fiecare strat are propria sa compoziție chimică, reacțiile nucleare au loc în mai multe surse de straturi, iar în centru se formează un miez de fier.

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 densitate de 10 9 kg/m3.

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. Drept urmare, un puternic explozie nucleară, aruncând straturile exterioare ale stelei, care conțin deja toate elementele grele, până la californiu. Potrivit opiniilor moderne, toți atomii de grea elemente chimice(adică mai grele decât heliul) s-au format în Univers tocmai în explozii de supernove. La locul explodării supernovei, în funcție de masa stelei care explodează, fie o stea neutronică, fie gaura neagra.