Stea-- un corp ceresc în care au loc, au avut loc sau vor avea loc reacții termonucleare. Stelele sunt bile masive luminoase de gaz (plasmă). Format dintr-un mediu gaz-praf (hidrogen și heliu) ca rezultat al compresiei gravitaționale. Temperatura materiei din interiorul stelelor este măsurată în milioane de kelvin, iar pe suprafața lor - în mii de kelvin. Energia marii majorități a stelelor este eliberată ca urmare a reacțiilor termonucleare care transformă hidrogenul în heliu, care au loc la temperaturi ridicate în regiunile interne. Stelele sunt adesea numite corpurile principale ale Universului, deoarece conțin cea mai mare parte a materiei luminoase din natură. Stelele sunt obiecte uriașe, sferice, formate din heliu și hidrogen, precum și din alte gaze. Energia unei stele este conținută în miezul său, unde heliul interacționează cu hidrogenul în fiecare secundă. La fel ca tot ce este organic în universul nostru, stelele apar, se dezvoltă, se schimbă și dispar - acest proces durează miliarde de ani și se numește procesul de „Evoluție a stelelor”.

1. Evoluția stelelor

Evoluția stelelor-- 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. O stea își începe viața ca un nor rece, rarefiat de gaz interstelar (un mediu gazos rarefiat care umple tot spațiul dintre stele), comprimându-se sub propria gravitație și luând treptat forma unei bile. Când este comprimată, energia gravitațională (interacțiunea fundamentală universală dintre toate corpurile materiale) 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. Prima etapă a vieții unei stele este similară cu cea a soarelui - este dominată de reacțiile ciclului hidrogenului. Rămâne în această stare cea mai mare parte a vieții sale, aflându-se pe secvența principală a diagramei Hertzsprung-Russell (Fig. 1) (care arată relația dintre magnitudinea absolută, luminozitate, clasa spectrală și temperatura de suprafață a stelei, 1910), până când rezervele sale de combustibil se epuizează la bază. Când tot hidrogenul din centrul stelei este transformat în heliu, se formează un miez de heliu și arderea termonucleară a hidrogenului continuă la periferia sa. În această perioadă, structura stelei începe să se schimbe. Luminozitatea sa crește, straturile sale exterioare se extind, iar temperatura de suprafață scade — steaua devine o gigantă roșie, care formează o ramură pe diagrama Hertzsprung-Russell. Steaua petrece mult mai puțin timp pe această ramură decât pe secvența principală. Când masa acumulată a miezului de heliu devine semnificativă, acesta nu își poate suporta propria greutate și începe să se micșoreze; dacă steaua este suficient de masivă, creșterea temperaturii poate determina transformarea termonucleară suplimentară a heliului în elemente mai grele (heliul în carbon, carbonul în oxigen, oxigenul în siliciu și, în final, siliciul în fier).

2. Fuziunea termonucleară în interiorul stelelor

Până în 1939, s-a stabilit că sursa energiei stelare este fuziunea termonucleară care are loc în intestinele stelelor. Majoritatea stelelor emit radiații deoarece în miezul lor patru protoni se combină printr-o serie de pași intermediari într-o singură particulă alfa. Această transformare poate avea loc în două moduri principale, numite ciclu proton-proton sau p-p și ciclu carbon-azot sau CN. În stelele cu masă mică, eliberarea de energie este asigurată în principal de primul ciclu, în stelele grele - de al doilea. Furnizarea de combustibil nuclear într-o stea este limitată și este cheltuită în mod constant pentru radiații. Procesul de fuziune termonucleară, care eliberează energie și modifică compoziția materiei stelei, în combinație cu gravitația, care tinde să comprime steaua și, de asemenea, eliberează energie, precum și radiația de la suprafață, care duce energia eliberată, sunt principalele forțe motrice ale evoluției stelare. 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?. Norul molecular are o densitate de aproximativ un milion de molecule pe cm?. 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 diametru. În timp ce norul se rotește liber în jurul centrului galaxiei sale natale, nu se întâmplă nimic. Cu toate acestea, din cauza eterogenității câmp gravitaționalîn ea 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 prăbușirea 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 iniția procesul de formare a stelelor. Datorită neomogenităților apărute, presiunea gazului molecular nu mai poate împiedica comprimarea ulterioară, iar gazul începe să se adune în jurul centrului viitoarei stele sub influența forțelor de atracție gravitațională. Jumătate din energia gravitațională eliberată este destinată încălzirii norului, iar jumătate este destinată radiații luminoase. În nori, presiunea și densitatea cresc spre centru, iar prăbușirea părții centrale are loc mai repede decât la periferie. Pe măsură ce se contractă, calea liberă medie a fotonilor scade, iar norul devine din ce în ce mai puțin transparent la propria sa radiație. Acest lucru duce la o creștere mai rapidă a temperaturii și o creștere și mai rapidă a presiunii. Ca urmare, gradientul de presiune echilibrează forța gravitațională și se formează un miez hidrostatic, cu o masă de aproximativ 1% din masa norului. Acest moment este invizibil. Evoluția ulterioară a protostelei este acumularea de materie care continuă să cadă pe „suprafața” nucleului, care datorită acestui lucru crește în dimensiune. Masa de materie care se mișcă liber din nor este epuizată, iar steaua devine vizibilă în domeniul optic. Acest moment este considerat sfârșitul fazei protostelare și începutul fazei de stea tânără. Procesul de formare a stelelor poate fi descris într-un mod unitar, dar etapele ulterioare ale dezvoltării unei stele depind aproape în întregime de masa acesteia și doar la sfârșitul evoluției stelare poate juca un rol compoziția chimică.

Evoluția stelară în astronomie este succesiunea schimbărilor pe care o stea le suferă în timpul vieții sale, adică de-a lungul a 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 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 diametru.

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.
Datorită neomogenităților care au apărut, presiunea gazului molecular nu mai poate împiedica comprimarea ulterioară, iar gazul începe să forte gravitationale gravitația se va aduna în jurul centrelor stelelor viitoare. Jumătate din energia gravitațională eliberată este destinată încălzirii norului, iar jumătate din radiația luminoasă. În nori, presiunea și densitatea cresc spre centru, iar prăbușirea părții centrale are loc mai repede decât la periferie. Pe măsură ce compresia progresează, calea liberă medie a fotonilor scade și norul devine din ce în ce mai puțin transparent la propria sa radiație. Acest lucru duce la o creștere mai rapidă a temperaturii și o creștere și mai rapidă a presiunii. În cele din urmă, gradientul de presiune echilibrează forța gravitațională și se formează un miez hidrostatic, cu o masă de aproximativ 1% din masa norului. Acest moment este invizibil - globulul este opac în domeniul optic. Evoluția ulterioară a protostelei este acumularea de materie care continuă să cadă pe „suprafața” nucleului, care datorită acestui lucru crește în dimensiune. În cele din urmă, masa de materie care se mișcă liber din nor este epuizată și steaua devine vizibilă în domeniul optic. Acest moment este considerat sfârșitul fazei protostelare și începutul fazei de stea tânără.

Conform legii conservării impulsului, pe măsură ce dimensiunea norului scade, viteza de rotație a acestuia crește, iar la un moment dat substanța încetează să se rotească ca un singur corp și este împărțită în straturi care continuă să se prăbușească independent unele de altele. Numărul și masele acestor straturi depind de masa inițială și viteza de rotație a norului molecular. În funcție de acești parametri, se formează diverse sisteme de corpuri cerești: clustere de stele, stele duble, stele cu planete.

Steaua tânără - faza unei vedete tinere.

Procesul de formare a stelelor poate fi descris într-un mod unitar, dar etapele ulterioare ale evoluției unei stele depind aproape în întregime de masa acesteia și abia la sfârșitul evoluției stelei poate juca un rol compoziția sa chimică.

Stele tinere de masă mică

Stele tinere de masă mică (până la trei mase solare), care se apropie de secvența principală, sunt complet convective - procesul de convecție acoperă întreg corpul stelei. Acestea sunt în esență protostele, în centrele cărora reacțiile nucleare abia încep și toate radiațiile apar în principal din cauza compresiei gravitaționale. Până la stabilirea echilibrului hidrostatic, luminozitatea stelei scade la o temperatură efectivă constantă. Pe măsură ce compresia încetinește, tânăra vedetă se apropie de secvența principală. Obiectele de acest tip sunt asociate cu stelele T Tauri.

În acest moment, pentru stelele cu o masă mai mare de 0,8 mase solare, nucleul devine transparent la radiații, iar transferul de energie radiativă în nucleu devine predominant, deoarece convecția este din ce în ce mai împiedicată de compactarea tot mai mare a materiei stelare. În straturile exterioare ale corpului stelei predomină transferul de energie convectivă.

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

Stele tinere de masă intermediară

Stele tinere de masă intermediară (de la 2 la 8 mase solare) evoluează calitativ la fel ca frații lor mai mici, cu excepția faptului că nu au zone convective până la secvența principală. Obiectele de acest tip sunt asociate cu așa-numitele. Stele Herbig Ae\Be cu variabile neregulate din clasa spectrală B-F0. Ele prezintă, de asemenea, discuri și jeturi bipolare. Rata de ieșire a materiei de la suprafață, luminozitatea și temperatura efectivă sunt semnificativ mai mari decât pentru T Tauri, astfel încât acestea încălzesc și dispersează efectiv rămășițele norului protostelar.

Stele tinere cu o masă mai mare de 8 mase solare

Stele tinere cu o masă mai mare de 8 mase solare. Stelele cu astfel de mase au deja caracteristicile stelelor normale, deoarece au trecut prin toate etapele intermediare și au fost capabile să atingă o astfel de rată de reacții nucleare care a compensat energia pierdută prin radiație în timp ce masa acumulată pentru a atinge echilibrul hidrostatic al miezului. Pentru aceste stele, fluxul de masă și luminozitate sunt atât de mari încât nu opresc pur și simplu colapsul gravitațional al celor care încă nu au devenit parte a stelei. zone exterioare nor molecular, ci, dimpotrivă, le dispersează. Astfel, masa stelei rezultate este vizibil mai mică decât masa norului protostelar. Cel mai probabil, aceasta explică absența în galaxia noastră a stelelor cu o masă mai mare de aproximativ 300 de mase solare.

Ciclul mijlociu al unei stele

Stelele vin într-o mare varietate de culori și dimensiuni. De clasa spectrală ele variază de la albastru fierbinte la roșu rece, cu mase variind de la 0,0767 la aproximativ 300 de mase solare conform estimărilor recente. Luminozitatea și culoarea unei stele depind de temperatura suprafeței acesteia, care la rândul ei este determinată de masa sa. Toate stelele noi „își iau locul” în secvența principală în funcție de compoziția lor chimică și de masă.

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.

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.

Maturitatea vedetă

După un anumit timp - de la un milion la zeci de miliarde de ani (în funcție de masa inițială) - steaua epuizează resursele de hidrogen ale nucleului. La stelele mari și fierbinți acest lucru se întâmplă mult mai repede decât la cele mici și mai reci. Epuizarea aportului de hidrogen duce la oprirea reacțiilor termonucleare.

Fără presiunea care a apărut în timpul acestor reacții și a echilibrat gravitația internă în corpul stelei, steaua începe să se contracte din nou, așa cum a făcut anterior în timpul formării sale. Temperatura și presiunea cresc din nou, dar, spre deosebire de stadiul protostar, cu mult mai mult nivel inalt. 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. Așa devine steaua, iar faza de ardere a heliului durează aproximativ câteva milioane de ani. Aproape toate giganții roșii sunt stele variabile.

Etape finale ale evoluției stelare

Stele vechi cu masă mică

În prezent, nu se știe cu certitudine ce se întâmplă cu stelele luminoase după ce cantitatea de hidrogen din nucleele lor este epuizată. Întrucât vârsta Universului este de 13,7 miliarde de ani, ceea ce nu este suficient pentru epuizarea aprovizionării cu combustibil cu hidrogen în astfel de stele, teorii moderne se bazează pe modelarea computerizată a proceselor care au loc în astfel de stele.

Unele stele pot sintetiza heliu doar în anumite zone active, provocând instabilitate și vânturi stelare puternice. În acest caz, formarea unei nebuloase planetare nu are loc, iar steaua doar se evaporă, devenind chiar mai mică decât o pitică maro.

O stea cu o masă mai mică de 0,5 solar nu este capabilă să transforme heliul chiar și după ce reacțiile care implică hidrogen se opresc în miezul său - masa unei astfel de stele este prea mică pentru a oferi o nouă fază de compresie gravitațională într-un grad suficient pentru a „aprinde” heliu Aceste stele includ pitici roșii precum Proxima Centauri, care au durate de viață secvențe principale de zeci de miliarde până la zeci de trilioane de ani. După încetarea reacțiilor termonucleare în nucleele lor, acestea, răcindu-se treptat, vor continua să emită slab în intervalele de infraroșu și microunde ale spectrului electromagnetic.

Stele de dimensiuni medii

Când vedeta ajunge mărime medie(de la 0,4 la 3,4 mase solare) din faza gigantului roșu, miezul său rămâne fără hidrogen și încep reacțiile de sinteză a carbonului din heliu. Acest proces are loc la temperaturi mai ridicate și, prin urmare, fluxul de energie din miez crește și, ca urmare, straturile exterioare ale stelei încep să se extindă. Începutul sintezei carbonului marchează o nouă etapă în viața unei stele și continuă de ceva timp. Pentru o stea de dimensiuni similare cu Soarele, acest proces poate dura aproximativ un miliard de ani.

Modificările cantității de energie emisă fac ca steaua să treacă prin perioade de instabilitate, inclusiv modificări ale dimensiunii, temperaturii suprafeței și eliberării de energie. Ieșirea de energie se deplasează către radiații de joasă frecvență. Toate acestea sunt însoțite de creșterea pierderii de masă din cauza vântului stelar puternic și a pulsațiilor intense. Stelele din această fază sunt numite „stele de tip târzie” (de asemenea, „stele pensionate”), stele OH-IR sau stele asemănătoare Mira, în funcție de caracteristicile lor exacte. Gazul ejectat este relativ bogat în elemente grele produse în interiorul stelei, cum ar fi oxigenul și carbonul. Gazul formează o înveliș în expansiune și se răcește pe măsură ce se îndepărtează de stea, permițând formarea de particule și molecule de praf. Cu puternic Radiatii infrarosii Steaua sursă din astfel de cochilii creează condiții ideale pentru activarea maserelor cosmice.

Reacțiile de combustie termonucleară ale heliului sunt foarte sensibile la temperatură. Uneori, acest lucru duce la o mare instabilitate. Apar pulsații puternice, care, ca rezultat, conferă suficientă accelerație straturilor exterioare pentru a fi aruncate și transformate într-o nebuloasă planetară. În centrul unei astfel de nebuloase rămâne nucleul gol al stelei, în care reacțiile termonucleare se opresc și, pe măsură ce se răcește, se transformă într-o pitică albă de heliu, având de obicei o masă de până la 0,5-0,6 mase solare și un diametru. de ordinul diametrului Pământului.

La scurt timp după flash-ul de heliu, carbonul și oxigenul „se aprind”; fiecare dintre aceste evenimente provoacă o restructurare serioasă a corpului stelei și mișcarea sa rapidă de-a lungul diagramei Hertzsprung-Russell. Dimensiunea atmosferei stelei crește și mai mult și începe să piardă intens gaz sub formă de fluxuri împrăștiate de vânt stelar. Soarta părții centrale a unei stele depinde în întregime de masa sa inițială - nucleul unei stele își poate încheia evoluția ca:

(stele de masă mică)
Cum stea neutronică(pulsar), dacă masa stelei în etapele ulterioare ale evoluției depășește limita Chandrasekhar
ca o gaură neagră dacă masa stelei depășește limita Oppenheimer - Volkova

În ultimele două situații, evoluția unei stele se încheie cu un eveniment catastrofal - o explozie de supernovă.

Marea majoritate a stelelor, inclusiv Soarele, își finalizează evoluția contractându-se până când presiunea electronilor degenerați echilibrează gravitația. În această stare, când dimensiunea stelei scade de o sută de ori, iar densitatea devine de un milion de ori mai mare decât densitatea apei, steaua este numită pitică albă. Este lipsit de surse de energie și, răcindu-se treptat, devine invizibil.

În stelele mai masive decât Soarele, presiunea electronilor degenerați nu poate opri comprimarea ulterioară a nucleului, iar electronii încep să fie „presați” în nuclee atomice, ceea ce transformă protonii în neutroni, între care nu există forțe de repulsie electrostatică. Această neutronizare a materiei duce la faptul că dimensiunea stelei, care acum este, de fapt, un nucleu atomic imens, este măsurată pe câțiva kilometri, iar densitatea sa este de 100 de milioane de ori mai mare decât densitatea apei. Un astfel de obiect se numește stea neutronică; echilibrul său este menținut prin presiunea materiei neutronice degenerate.

Stele supermasive

După ce o stea cu o masă mai mare de cinci mase solare intră în stadiul de supergigantă roșie, miezul său începe să se micșoreze sub influența gravitației. Pe măsură ce compresia continuă, temperatura și densitatea cresc și începe o nouă secvență de reacții termonucleare. În astfel de reacții se sintetizează elemente din ce în ce mai grele: heliu, carbon, oxigen, siliciu și fier, care limitează temporar prăbușirea miezului.

Ca urmare, pe măsură ce se formează elemente din ce în ce mai grele Tabelul periodic, fierul-56 este sintetizat din siliciu. În această etapă, fuziunea termonucleară exotermă suplimentară devine imposibilă, deoarece nucleul de fier-56 are un defect de masă maximă și formarea de nuclee mai grele cu eliberarea de energie este imposibilă. Prin urmare, atunci când nucleul de fier al unei stele atinge o anumită dimensiune, presiunea din el nu mai este capabilă să reziste la greutatea straturilor de deasupra stelei și se produce prăbușirea imediată a nucleului odată cu neutronizarea materiei sale.

Jeturi puternice de neutrini și un câmp magnetic rotativ împing în afară o mare parte din materialul acumulat de stele - așa-numitele elemente semințe, inclusiv fier și elemente mai ușoare. Materia care explodează este bombardată de neutroni care scapă din miezul stelar, captându-i și creând astfel un set de elemente mai grele decât fierul, inclusiv radioactive, până la uraniu (și poate chiar californiu). Astfel, exploziile de supernove explică prezența unor elemente mai grele decât fierul în materia interstelară, dar aceasta nu este singura modalitate posibilă de formare a acestora, ceea ce, de exemplu, este demonstrat de stelele de tehnețiu.

Unda de explozie și jeturile de neutrini transportă materia departe de steaua pe moarte în spațiul interstelar. Ulterior, pe măsură ce se răcește și se mișcă prin spațiu, acest material de supernova se poate ciocni cu alte „salvari” cosmice și, eventual, poate participa la formarea de noi stele, planete sau sateliți.

Procesele care au loc în timpul formării unei supernove sunt încă studiate și, până acum, nu există claritate cu privire la această problemă. De asemenea, este discutabil ce rămâne de fapt din steaua originală. Cu toate acestea, sunt luate în considerare două opțiuni: stele neutronice și găuri negre.

Stele neutronice

Se știe că în unele supernove, gravitația puternică în adâncurile supergigantului forțează ca electronii să fie absorbiți de nucleul atomic, unde se contopesc cu protonii pentru a forma neutroni. Acest proces se numește neutronizare. Forțele electromagnetice care separă nucleele din apropiere dispar. Miezul stelei este acum o minge densă de nuclee atomiceși neutroni individuali.
Astfel de stele, cunoscute sub numele de stele neutronice, sunt extrem de mici - nu mai mult de oraș mareși au o densitate inimaginabil de mare. Perioada lor orbitală devine extrem de scurtă pe măsură ce dimensiunea stelei scade (datorită conservării momentului unghiular). Unele stele neutronice se rotesc de 600 de ori pe secundă. Pentru unele dintre ele, unghiul dintre vectorul de radiație și axa de rotație poate fi astfel încât Pământul să cadă în conul format de această radiație; în acest caz, este posibil să se detecteze un impuls de radiație care se repetă la intervale egale cu perioada orbitală a stelei. Astfel de stele cu neutroni au fost numite „pulsari” și au devenit primele stele cu neutroni care au fost descoperite.

Găuri negre

Nu toate stelele, după ce trec prin faza de explozie a supernovei, devin stele neutronice. Dacă steaua are o masă suficient de mare, atunci prăbușirea unei astfel de stele va continua, iar neutronii înșiși vor începe să cadă în interior până când raza sa devine mai mică decât raza Schwarzschild. După aceasta, steaua devine o gaură neagră.

S-a prezis existența găurilor negre teorie generală relativitatea. Conform acestei teorii, materia și informația nu pot părăsi o gaură neagră în nicio condiție. Cu toate acestea, este posibil ca efectele cuantice să evite acest lucru, de exemplu sub forma radiației Hawking. Rămân o serie de întrebări deschise. În special, până de curând, întrebarea principală a rămas fără răspuns: „Există găuri negre?” La urma urmei, pentru a spune cu siguranță că un anumit obiect este o gaură neagră, este necesar să-i observăm orizontul de evenimente. Acest lucru este imposibil doar prin definirea orizontului, dar cu ajutorul interferometriei radio de bază ultra-lungă este posibil să se determine metrica în apropierea unui obiect prin mișcarea gazului acolo și, de asemenea, să se înregistreze variabilitatea rapidă, la scară de milisecunde, pentru stelare. -găuri negre în masă. Aceste proprietăți observate într-un obiect ar trebui să dovedească în mod concludent că obiectul observat este o gaură neagră.

În prezent, găurile negre sunt accesibile doar observațiilor indirecte. Astfel, observând luminozitatea nucleelor galaxiilor active, se poate estima masa obiectului pe care are loc acreția. De asemenea, masa unui obiect poate fi estimată din curba de rotație a galaxiei sau din frecvența de rotație a stelelor apropiate de obiect, folosind teorema virială. O altă opțiune este observarea profilului liniilor de emisie de gaze din regiunea centrală a galaxiilor active, ceea ce face posibilă determinarea vitezei de rotație a acesteia, care ajunge la zeci de mii de kilometri pe secundă în blazarii. Pentru multe galaxii, masa centrală este prea mare pentru orice alt obiect decât unul supermasiv. gaură neagră. Există obiecte cu acumulare evidentă de materie pe ele, dar nu se observă radiații specifice cauzate de unda de șoc. Din aceasta putem concluziona că acreția nu este oprită de suprafața solidă a stelei, ci pur și simplu merge în regiuni cu deplasare gravitațională spre roșu foarte mare, unde, conform ideilor și datelor moderne (2009), niciun obiect staționar, altul decât o gaură neagră, nu este. posibil.

Deși stelele par eterne pe scara timpului uman, ele, ca tot ce este în natură, se nasc, trăiesc și mor. Conform ipotezei norului de gaz-praf general acceptată, o stea se naște ca urmare a comprimării gravitaționale a unui nor de gaz-praf interstelar. Pe măsură ce un astfel de nor se îngroașă, se formează mai întâi protostar, temperatura din centrul său crește constant până când atinge limita necesară pentru ca viteza de mișcare termică a particulelor să depășească pragul după care protonii sunt capabili să depășească forțele macroscopice de repulsie electrostatică reciprocă ( cm. Legea lui Coulomb) și intră într-o reacție de fuziune termonucleară ( cm. Dezintegrarea nucleară și fuziunea).

Ca rezultat al unei reacții de fuziune termonucleară în mai multe etape, patru protoni formează în cele din urmă un nucleu de heliu (2 protoni + 2 neutroni) și este eliberată o întreagă fântână de diferite particule elementare. În starea finală, masa totală a particulelor formate este Mai puțin masele celor patru protoni inițiali, ceea ce înseamnă că energia liberă este eliberată în timpul reacției ( cm. Teoria relativitatii). Din această cauză, miezul intern al stelei nou-născute se încălzește rapid la temperaturi ultra-înalte, iar excesul său de energie începe să se împroșcă spre suprafața sa mai puțin fierbinte - și în afară. În același timp, presiunea din centrul stelei începe să crească ( cm. Ecuația de stare a unui gaz ideal). Astfel, prin „arderea” hidrogenului în procesul unei reacții termonucleare, steaua nu permite forțelor de atracție gravitațională să se comprima într-o stare super-densă, contracarând colapsul gravitațional cu presiunea termică internă continuu reînnoită, rezultând o stare stabilă. echilibru energetic. Se spune că stelele care ard activ hidrogen se află în „faza primară” a ciclului lor de viață sau a evoluției ( cm. diagrama Hertzsprung-Russell). Transformarea unui element chimic în altul în interiorul unei stele se numește fuziune nucleară sau nucleosinteză.

În special, Soarele se află în stadiul activ de ardere a hidrogenului în procesul de nucleosinteză activă de aproximativ 5 miliarde de ani, iar rezervele de hidrogen din miez pentru continuarea lui ar trebui să fie suficiente pentru lumina noastră pentru încă 5,5 miliarde de ani. Cu cât steaua este mai masivă, cu atât este mai mare cantitatea de hidrogen pe care o are, dar pentru a contracara forțele de colaps gravitațional trebuie să ardă hidrogenul la o intensitate care depășește rata de creștere a rezervelor de hidrogen pe măsură ce masa stelei crește. Astfel, cu cât steaua este mai masivă, cu atât durata sa de viață este mai scurtă, determinată de epuizarea rezervelor de hidrogen, iar cele mai mari stele se ard literalmente în „unele” zeci de milioane de ani. Cele mai mici stele, pe de altă parte, trăiesc confortabil sute de miliarde de ani. Deci, la această scară, Soarele nostru aparține „clasei de mijloc puternice”.

Totuși, mai devreme sau mai târziu, orice stea va consuma tot hidrogenul potrivit pentru ardere în cuptorul său termonuclear. Ce urmeaza? Depinde și de masa stelei. Soarele (și toate stelele care nu își depășesc masa de mai mult de opt ori) îmi termină viața într-un mod foarte banal. Pe măsură ce rezervele de hidrogen din intestinele stelei se epuizează, forțele de compresie gravitațională, care au așteptat cu răbdare această oră încă din momentul nașterii stelei, încep să câștige avantajul - și sub influența lor. steaua începe să se micșoreze și să devină mai densă. Acest proces are un dublu efect: temperatura din straturile imediat din jurul miezului stelei se ridică la un nivel la care hidrogenul conținut acolo suferă în cele din urmă fuziune termonucleară pentru a forma heliu. În același timp, temperatura din miez în sine, constând acum aproape în întregime din heliu, crește atât de mult încât heliul însuși este un fel de „cenuşă” a degradarii. reacție primară nucleosinteză - intră într-o nouă reacție de fuziune termonucleară: trei nuclee de heliu formează un nucleu de carbon. Acest proces de reacție secundară de fuziune termonucleară, pentru care produsele reacției primare servesc drept combustibil, este unul dintre puncte cheie ciclul de viață al stelelor.

În timpul arderii secundare a heliului în miezul stelei, este eliberată atât de multă energie încât steaua începe să se umfle. În special, învelișul Soarelui în această etapă a vieții se va extinde dincolo de orbita lui Venus. În acest caz, energia totală a radiației stelei rămâne aproximativ la același nivel ca în timpul fazei principale a vieții sale, dar deoarece această energie este acum emisă printr-o suprafață mult mai mare, stratul exterior al stelei se răcește până la partea roșie a spectrului. Steaua se transformă în gigantul rosu.

Pentru stelele din clasa solară, după ce combustibilul care alimentează reacția de nucleosinteză secundară a fost epuizat, etapa colapsului gravitațional începe din nou - de data aceasta finală. Temperatura din interiorul miezului nu mai este capabilă să crească la nivelul necesar pentru a iniția următorul nivel de reacție termonucleară. Prin urmare, steaua se contractă până când forțele de atracție gravitațională sunt echilibrate de următoarea barieră de forță. Rolul lui este jucat de presiunea degenerată a gazului electronic(cm. limita Chandrasekhar). Electronii, care până în această etapă au jucat rolul de figuranți șomeri în evoluția stelei, neparticipând la reacțiile de fuziune nucleară și mișcându-se liber între nuclee în procesul de fuziune, la o anumită etapă de compresie se găsesc privați de „spațiu vital”. și începe să „reziste” la comprimarea gravitațională suplimentară a stelei. Starea stelei se stabilizează și se transformă într-un degenerat pitic alb, care va radia căldură reziduală în spațiu până se răcește complet.

Stelele mai masive decât Soarele se confruntă cu un sfârșit mult mai spectaculos. După arderea heliului, masa lor în timpul compresiei se dovedește a fi suficientă pentru a încălzi miezul și învelișul la temperaturile necesare pentru a lansa următoarele reacții de nucleosinteză - carbon, apoi siliciu, magneziu - și așa mai departe, pe măsură ce masele nucleare cresc. Mai mult, odată cu începerea fiecărei noi reacții în miezul stelei, cea anterioară continuă în învelișul ei. De fapt, totul elemente chimice până la fierul care alcătuiește Universul s-au format tocmai ca urmare a nucleosintezei în adâncurile stelelor muribunde de acest tip. Dar fierul este limita; nu poate servi drept combustibil pentru fuziunea nucleară sau reacțiile de descompunere la orice temperatură sau presiune, deoarece atât degradarea sa, cât și adăugarea de nucleoni suplimentari necesită un aflux. energie externă. Ca rezultat, o stea masivă acumulează treptat un miez de fier în interiorul ei, care nu poate servi drept combustibil pentru alte reacții nucleare.

Odată ce temperatura și presiunea din interiorul nucleului ating un anumit nivel, electronii încep să interacționeze cu protonii nucleelor de fier, rezultând formarea de neutroni. Și într-o perioadă foarte scurtă de timp - unii teoreticieni cred că acest lucru durează câteva secunde - electronii liberi de-a lungul evoluției anterioare a stelei se dizolvă literalmente în protonii nucleelor de fier, întreaga substanță a nucleului stelei se transformă într-un grămadă solidă de neutroni și începe să se comprima rapid în colaps gravitațional, deoarece presiunea de contracarare a gazului electron degenerat scade la zero. Învelișul exterior al stelei, de sub care toate suporturile sunt eliminate, se prăbușește spre centru. Energia ciocnirii carcasei exterioare prăbușite cu miezul neutronilor este atât de mare încât revine cu o viteză enormă și se împrăștie în toate direcțiile de la miez - iar steaua explodează literalmente într-o fulger orbitoare. supernova stele. În câteva secunde, o explozie de supernovă poate elibera mai multă energie în spațiu decât toate stelele din galaxie reunite în același timp.

După o explozie de supernovă și expansiunea învelișului de stele cu o masă de aproximativ 10-30 de mase solare, colapsul gravitațional în curs duce la formarea unei stele neutronice, a cărei materie este comprimată până când începe să se simtă. presiunea neutronilor degenerați - cu alte cuvinte, acum neutronii (la fel cum au făcut electronii mai devreme) încep să reziste la o comprimare suplimentară, necesitând pentru mine spațiu de locuit. Acest lucru se întâmplă de obicei atunci când steaua atinge o dimensiune de aproximativ 15 km în diametru. Rezultatul este o stea neutronică care se rotește rapid, care emite impulsuri electromagnetice la frecvența de rotație a acesteia; se numesc astfel de stele pulsarii.În cele din urmă, dacă masa nucleului stelei depășește 30 de mase solare, nimic nu poate opri colapsul gravitațional ulterior și o explozie de supernovă are ca rezultat

Universul este un macrocosmos în continuă schimbare, unde fiecare obiect, substanță sau materie se află într-o stare de transformare și schimbare. Aceste procese durează miliarde de ani. În comparație cu durata vieții umane, această perioadă de timp de neînțeles este enormă. La scară cosmică, aceste schimbări sunt destul de trecătoare. Stelele pe care le vedem acum pe cerul nopții erau aceleași cu mii de ani în urmă, când faraonii egipteni le puteau vedea, dar de fapt, în tot acest timp schimbarea caracteristicilor fizice ale corpurilor cerești nu s-a oprit nici măcar o secundă. Stelele se nasc, trăiesc și cu siguranță îmbătrânesc - evoluția stelelor continuă ca de obicei.

Poziția stelelor constelației Ursa Major în diferite perioade istoriceîn intervalul de acum 100.000 de ani - timpul nostru și după 100 de mii de ani

Interpretarea evoluției stelelor din punctul de vedere al omului obișnuit

Pentru omul obișnuit, spațiul pare a fi o lume a calmului și a tăcerii. De fapt, Universul este un laborator fizic gigant în care au loc transformări enorme, în timpul cărora compoziția chimică, caracteristicile fizice și structura stelelor se schimbă. Viața unei stele durează atâta timp cât strălucește și degajă căldură. Cu toate acestea, o astfel de stare strălucitoare nu durează pentru totdeauna. Nașterea strălucitoare este urmată de o perioadă de maturitate în stele, care se încheie inevitabil cu îmbătrânirea corp ceresc si moartea lui.

Formarea unei protostele dintr-un nor de gaz și praf acum 5-7 miliarde de ani

Toate informațiile noastre despre stele de astăzi se încadrează în cadrul științei. Termodinamica ne oferă o explicație a proceselor de echilibru hidrostatic și termic în care se află materia stelară. Fizica nucleară și cuantică ne permit să înțelegem procesul complex de fuziune nucleară care permite existența unei stele, emițând căldură și dând lumină spațiului înconjurător. La nasterea unei stele se formeaza echilibrul hidrostatic si termic, mentinut de surse proprii de energie. La sfârșitul unei cariere sclipitoare, acest echilibru este perturbat. Începe o serie de procese ireversibile, al căror rezultat este distrugerea stelei sau prăbușirea - un proces grandios de moarte instantanee și strălucitoare a corpului ceresc.

O explozie de supernovă este un final strălucitor al vieții unei stele născute în primii ani ai Universului.

Modificările în caracteristicile fizice ale stelelor se datorează masei lor. Rata de evoluție a obiectelor este influențată de compoziția lor chimică și, într-o oarecare măsură, de parametrii astrofizici existenți - viteza de rotație și starea camp magnetic. Nu se poate vorbi exact despre cum se întâmplă de fapt totul din cauza duratei enorme a proceselor descrise. Rata evoluției și etapele de transformare depind de momentul nașterii stelei și de localizarea acesteia în Univers la momentul nașterii.

Evoluția stelelor din punct de vedere științific

Orice stea se naște dintr-un pâlc de gaz interstelar rece, care, sub influența forțelor gravitaționale externe și interne, este comprimat în starea unei bile de gaz. Procesul de comprimare a substanței gazoase nu se oprește o clipă, însoțit de o eliberare colosală de energie termică. Temperatura noii formațiuni crește până când începe fuziunea termonucleară. Din acest moment, comprimarea materiei stelare se oprește și se ajunge la un echilibru între stările hidrostatice și termice ale obiectului. Universul a fost completat cu o nouă stea cu drepturi depline.

Principalul combustibil stelar este atomul de hidrogen ca rezultat al unei reacții termonucleare lansate.

În evoluția stelelor, sursele lor de energie termică au o importanță fundamentală. Energia radiantă și termică care scapă în spațiu de pe suprafața stelei este completată prin răcirea straturilor interioare ale corpului ceresc. Reacțiile termonucleare care apar în mod constant și compresia gravitațională în intestinele stelei compensează pierderea. Atâta timp cât există suficient combustibil nuclear în intestinele stelei, steaua strălucește lumină puternicăși radiază căldură. De îndată ce procesul de fuziune termonucleară încetinește sau se oprește complet, pentru a menține temperatura și echilibru termodinamic mecanismul intern de compresie al stelei este activat. În această etapă, obiectul emite deja energie termică, care este vizibilă doar în domeniul infraroșu.

Pe baza proceselor descrise, putem concluziona că evoluția stelelor reprezintă o schimbare consistentă a surselor de energie stelară. În astrofizica modernă, procesele de transformare a stelelor pot fi aranjate în conformitate cu trei scări:

cronologie nucleară;
perioada termică a vieții unei stele;
segment dinamic (final) al vieții unui luminar.

În fiecare caz individual, sunt luate în considerare procesele care determină vârsta stelei, caracteristicile sale fizice și tipul de moarte a obiectului. Cronologia nucleară este interesantă atâta timp cât obiectul este alimentat de propriile surse de căldură și emite energie care este un produs al reacțiilor nucleare. Durata acestei etape este estimată prin determinarea cantității de hidrogen care va fi transformată în heliu în timpul fuziunii termonucleare. Cu cât masa stelei este mai mare, cu atât este mai mare intensitatea reacțiilor nucleare și, în consecință, cu atât luminozitatea obiectului este mai mare.

Dimensiuni și mase ale diferitelor stele, de la o supergigantă la o pitică roșie

Scala de timp termic definește stadiul de evoluție în care o stea își cheltuiește toată energia termică. Acest proces începe din momentul în care ultimele rezerve de hidrogen sunt epuizate și reacțiile nucleare se opresc. Pentru a menține echilibrul obiectului, este pornit un proces de compresie. Materia stelară cade spre centru. În acest caz, energia cinetică este convertită în energie termică, care este cheltuită pentru menținerea echilibrului termic necesar în interiorul stelei. O parte din energie scapă în spațiul cosmic.

Având în vedere faptul că luminozitatea stelelor este determinată de masa lor, în momentul comprimării unui obiect, luminozitatea acestuia în spațiu nu se modifică.

O stea în drum spre secvența principală

Formarea stelelor are loc în funcție de o scară de timp dinamică. Gazul stelar cade liber spre interior, spre centru, crescând densitatea și presiunea în intestinele viitorului obiect. Cu cât densitatea în centrul bilei de gaz este mai mare, cu atât temperatura în interiorul obiectului este mai mare. Din acest moment, căldura devine principala energie a corpului ceresc. Cu cât densitatea este mai mare și temperatura este mai mare, cu atât presiunea în adâncurile viitoarei stele este mai mare. Căderea liberă a moleculelor și atomilor se oprește, iar procesul de comprimare a gazului stelar se oprește. Această stare a unui obiect este de obicei numită protostea. Obiectul este 90% hidrogen molecular. Când temperatura atinge 1800K, hidrogenul trece în stare atomică. În timpul procesului de degradare, se consumă energie, iar creșterea temperaturii încetinește.

Universul este compus în proporție de 75% din hidrogen molecular, care în timpul formării protostelelor se transformă în hidrogen atomic - combustibilul nuclear al unei stele.

În această stare, presiunea din interiorul bilei de gaz scade, dând astfel libertate forței de compresie. Această secvență se repetă de fiecare dată când tot hidrogenul este ionizat mai întâi, iar apoi heliul este ionizat. La o temperatură de 10⁵ K, gazul este complet ionizat, comprimarea stelei se oprește și apare echilibrul hidrostatic al obiectului. Evoluția ulterioară a stelei se va produce în conformitate cu scara de timp termică, mult mai lentă și mai consistentă.

Raza protostelei a scăzut de la 100 UA de la începutul formării. până la ¼ u.a. Obiectul se află în mijlocul unui nor de gaz. Ca urmare a acumulării de particule din regiunile exterioare ale norului de gaz stelar, masa stelei va crește constant. În consecință, temperatura din interiorul obiectului va crește, însoțind procesul de convecție - transferul de energie din straturile interioare ale stelei către marginea sa exterioară. Ulterior, odată cu creșterea temperaturii în interiorul corpului ceresc, convecția este înlocuită de transfer radiativ, deplasându-se spre suprafața stelei. În acest moment, luminozitatea obiectului crește rapid, iar temperatura straturilor de suprafață ale bilei stelare crește și ea.

Procese de convecție și transfer radiativ într-o stea nou formată înainte de debutul reacțiilor de fuziune termonucleară

De exemplu, pentru stelele cu o masă identică cu masa Soarelui nostru, compresia norului protostelar are loc în doar câteva sute de ani. În ceea ce privește stadiul final al formării obiectului, condensarea materiei stelare se întinde de milioane de ani. Soarele se îndreaptă spre secvența principală destul de repede, iar această călătorie va dura sute de milioane sau miliarde de ani. Cu alte cuvinte, cu cât masa stelei este mai mare, cu atât perioada de timp petrecută pentru formarea unei stele cu drepturi depline este mai lungă. O stea cu o masă de 15M se va deplasa pe calea către secvența principală pentru mult mai mult timp - aproximativ 60 de mii de ani.

Faza secvenței principale

În ciuda faptului că unele reacții de fuziune termonucleară încep la temperaturi mai scăzute, faza principală a arderii hidrogenului începe la o temperatură de 4 milioane de grade. Din acest moment începe faza secvenței principale. Intră în joc o nouă formă de reproducere a energiei stelare - nucleară. Energie kinetică, eliberat în timpul comprimării obiectului, dispare în fundal. Echilibrul atins asigură o viață lungă și liniștită pentru o stea care se află în faza inițială a secvenței principale.

Fisiunea și dezintegrarea atomilor de hidrogen în timpul unei reacții termonucleare care are loc în interiorul unei stele

Din acest moment, observarea vieții unei stele este în mod clar legată de faza secvenței principale, care este o parte importantă a evoluției corpurilor cerești. În acest stadiu, singura sursă de energie stelară este rezultatul arderii hidrogenului. Obiectul este într-o stare de echilibru. Pe măsură ce se consumă combustibil nuclear, se modifică doar compoziția chimică a obiectului. Starea Soarelui în faza secvenței principale va dura aproximativ 10 miliarde de ani. Acesta este cât timp va dura până când steaua noastră nativă își va folosi întreaga cantitate de hidrogen. În ceea ce privește stelele masive, evoluția lor are loc mai rapid. Emițând mai multă energie, o stea masivă rămâne în faza secvenței principale doar 10-20 de milioane de ani.

Stele mai puțin masive ard pe cerul nopții mult mai mult timp. Astfel, o stea cu masa de 0,25 M va rămâne în faza secvenței principale timp de zeci de miliarde de ani.

Diagrama Hertzsprung–Russell care evaluează relația dintre spectrul stelelor și luminozitatea lor. Punctele de pe diagramă sunt locațiile stelelor cunoscute. Săgețile indică deplasarea stelelor din secvența principală în fazele pitice gigantice și albe.

Pentru a vă imagina evoluția stelelor, priviți doar diagrama care caracterizează traseul unui corp ceresc în secvența principală. Partea superioară a graficului pare mai puțin saturată de obiecte, deoarece aici sunt concentrate stelele masive. Această locație se explică prin ciclul lor scurt de viață. Dintre stelele cunoscute astăzi, unele au o masă de 70M. Obiectele a căror masă depășește limita superioară de 100M pot să nu se formeze deloc.

Corpurile cerești a căror masă este mai mică de 0,08 M nu au posibilitatea de a depăși masa critică necesară pentru declanșarea fuziunii termonucleare și rămân reci pe tot parcursul vieții. Cele mai mici protostele se prăbușesc și formează pitici asemănătoare planetelor.

O pitică maro asemănătoare unei planete în comparație cu o stea normală (Soarele nostru) și planeta Jupiter

Obiectele dominate de stele cu mase sunt concentrate în partea inferioară a secvenței masa egala Soarele nostru și puțin mai mult. Limita imaginară dintre părțile superioare și inferioare ale secvenței principale sunt obiecte a căror masă este – 1,5M.

Etapele ulterioare ale evoluției stelare

Fiecare dintre opțiunile de dezvoltare a stării unei stele este determinată de masa acesteia și de durata de timp în care are loc transformarea materiei stelare. Cu toate acestea, Universul este un mecanism multifațetat și complex, astfel încât evoluția stelelor poate lua alte căi.

Când călătorește de-a lungul secvenței principale, o stea cu o masă aproximativ egală cu masa Soarelui are trei opțiuni principale de traseu:

trăiește-ți viața calm și odihnește-te liniștit în vastele întinderi ale Universului;
intră în faza gigant roșu și îmbătrânește încet;
deveni o pitică albă, explodează ca o supernovă și devii o stea neutronică.

Opțiuni posibile pentru evoluția protostelelor în funcție de timp, compoziție chimică obiectele și masele lor

După secvența principală vine faza gigant. Până în acest moment, rezervele de hidrogen din intestinele stelei sunt complet epuizate, regiunea centrală a obiectului este un miez de heliu, iar reacțiile termonucleare se deplasează la suprafața obiectului. Sub influența fuziunii termonucleare, învelișul se extinde, dar masa miezului de heliu crește. O stea obișnuită se transformă într-o gigantă roșie.

Faza gigant și caracteristicile sale

În stelele cu masă mică, densitatea miezului devine colosală, transformând materia stelară într-un gaz relativist degenerat. Dacă masa stelei este puțin mai mare de 0,26 M, o creștere a presiunii și a temperaturii duce la începutul sintezei heliului, acoperind întreaga regiune centrală a obiectului. Din acest moment, temperatura stelei crește rapid. Caracteristica principală a procesului este că gazul degenerat nu are capacitatea de a se extinde. Sub influența temperaturii ridicate, crește doar rata de fisiune a heliului, care este însoțită de o reacție explozivă. În astfel de momente putem observa un fulger de heliu. Luminozitatea obiectului crește de sute de ori, dar agonia stelei continuă. Steaua trece la o nouă stare, în care toate procesele termodinamice au loc în miezul de heliu și în învelișul exterior descărcat.

Structura unei stele de secvență principală de tip solar și a unei gigante roșii cu un miez izoterm de heliu și o zonă de nucleosinteză stratificată

Această condiție este temporară și nu este stabilă. Materia stelară este amestecată în mod constant și o parte semnificativă a acesteia este aruncată în spațiul înconjurător, formând o nebuloasă planetară. Un nucleu fierbinte rămâne în centru, numit pitică albă.

Pentru stelele cu mase mari, procesele enumerate mai sus nu sunt atât de catastrofale. Arderea heliului este înlocuită de reacția de fisiune nucleară a carbonului și siliciului. În cele din urmă, miezul stelar se va transforma în fier stelar. Faza gigant este determinată de masa stelei. Cu cât masa unui obiect este mai mare, cu atât temperatura în centrul acestuia este mai mică. Acest lucru în mod clar nu este suficient pentru a declanșa reacția de fisiune nucleară a carbonului și a altor elemente.

Soarta unei pitici albe - o stea neutronică sau o gaură neagră

Odată ajuns în starea de pitică albă, obiectul se află într-o stare extrem de instabilă. Reacțiile nucleare oprite duc la o scădere a presiunii, miezul intră într-o stare de colaps. Energia eliberată în acest caz este cheltuită pentru descompunerea fierului în atomi de heliu, care se descompune în protoni și neutroni. Procesul de rulare se dezvoltă într-un ritm rapid. Prăbușirea unei stele caracterizează segmentul dinamic al scalei și durează o fracțiune de secundă în timp. Arderea reziduurilor de combustibil nuclear are loc exploziv, eliberând o cantitate colosală de energie într-o fracțiune de secundă. Acest lucru este suficient pentru a arunca în aer straturile superioare ale obiectului. Etapa finală a unei pitici albe este o explozie de supernovă.

Miezul stelei începe să se prăbușească (stânga). Colapsul formează o stea neutronică și creează un flux de energie în straturile exterioare ale stelei (centru). Energia eliberată atunci când straturile exterioare ale unei stele sunt vărsate în timpul exploziei unei supernove (dreapta).

Miezul superdens rămas va fi un grup de protoni și electroni, care se ciocnesc unul de altul pentru a forma neutroni. Universul a fost completat cu un nou obiect - o stea neutronică. Datorită densității mari, miezul devine degenerat, iar procesul de colaps al miezului se oprește. Dacă masa stelei ar fi suficient de mare, colapsul ar putea continua până când materia stelară rămasă a căzut în cele din urmă în centrul obiectului, formând o gaură neagră.

Explicarea părții finale a evoluției stelare

Pentru stelele de echilibru normal, procesele de evoluție descrise sunt puțin probabile. Cu toate acestea, existența piticelor albe și a stelelor neutronice dovedește existenta reala procese de comprimare a materiei stelare. Numărul mic de astfel de obiecte din Univers indică efemeritatea existenței lor. Etapa finală a evoluției stelare poate fi reprezentată ca un lanț secvenţial de două tipuri:

stea normală - gigantă roșie - vărsarea straturilor exterioare - pitică albă;
stea masivă – supergigantă roșie – explozie de supernovă – stea neutronică sau gaură neagră – neant.

Diagrama evoluției stelelor. Opțiuni pentru continuarea vieții stelelor în afara secvenței principale.

Este destul de dificil de explicat procesele aflate în desfășurare din punct de vedere științific. Oamenii de știință nucleari sunt de acord că, în cazul etapei finale a evoluției stelare, avem de-a face cu oboseala materiei. Ca urmare a influenței mecanice, termodinamice prelungite, materia își schimbă proprietăți fizice. Oboseala materiei stelare, epuizată de mult reactii nucleare, se poate explica apariția unui gaz de electroni degenerați, neutronizarea și anihilarea lui ulterioară. Dacă toate procesele de mai sus au loc de la început până la sfârșit, materia stelară încetează să mai fie o substanță fizică - steaua dispare în spațiu, fără a lăsa nimic în urmă.

Bulele interstelare și norii de gaz și praf, care sunt locul de naștere al stelelor, nu pot fi completate doar de stele dispărute și explodate. Universul și galaxiile sunt într-o stare de echilibru. Pierderea de masă are loc în mod constant, densitatea spațiului interstelar scade într-o parte spațiul cosmic. În consecință, într-o altă parte a Universului, sunt create condiții pentru formarea de noi stele. Cu alte cuvinte, schema funcționează: dacă o anumită cantitate de materie s-a pierdut într-un loc, în alt loc din Univers aceeași cantitate de materie a apărut într-o formă diferită.

In cele din urma

Studiind evoluția stelelor, ajungem la concluzia că Universul este o soluție gigantică rarefiată în care o parte din materie este transformată în molecule de hidrogen, care sunt materialul de construcție al stelelor. Cealaltă parte se dizolvă în spațiu, dispărând din sfera senzațiilor materiale. O gaură neagră în acest sens este locul de tranziție a întregului material în antimaterie. Este destul de dificil să înțelegem pe deplin sensul a ceea ce se întâmplă, mai ales dacă, atunci când studiem evoluția stelelor, ne bazăm doar pe legile energiei nucleare, fizică cuantică si termodinamica. A studia această problemă ar trebui inclusă teoria probabilității relative, care permite curbura spațiului, permițând transformarea unei energii în alta, a unei stări în alta.

Durata de viață a stelelor constă din mai multe etape, trecând prin care timp de milioane și miliarde de ani luminarii se străduiesc în mod constant spre finalul inevitabil, transformându-se în erupții strălucitoare sau găuri negre sumbre.

Durata de viață a unei stele de orice tip este un proces incredibil de lung și complex, însoțit de fenomene la scară cosmică. Versatilitatea sa este pur și simplu imposibil de urmărit și studiat pe deplin, chiar și folosind întregul arsenal stiinta moderna. Însă pe baza cunoștințelor unice acumulate și prelucrate de-a lungul întregii perioade de existență a astronomiei terestre, ne devin la dispoziție straturi întregi de cele mai valoroase informații. Acest lucru face posibilă legarea secvenței episoadelor din ciclul de viață al luminilor în teorii relativ coerente și modelarea dezvoltării acestora. Care sunt aceste etape?

Nu ratați aplicația vizuală, interactivă „”!

Episodul I. Protostars

Calea vieții stelelor, ca toate obiectele macrocosmosului și microcosmosului, începe odată cu nașterea. Acest eveniment își are originea în formarea unui nor incredibil de uriaș, în interiorul căruia apar primele molecule, de aceea formarea se numește moleculară. Uneori este folosit un alt termen care dezvăluie direct esența procesului - leagănul stelelor.

Numai atunci când într-un astfel de nor, din cauza unor circumstanțe insurmontabile, are loc o compresie extrem de rapidă a particulelor sale constitutive care au masă, adică colapsul gravitațional, începe să se formeze o stea viitoare. Motivul pentru aceasta este o creștere a energiei gravitaționale, o parte din care comprimă moleculele de gaz și încălzește norul-mamă. Apoi, transparența formațiunii începe să dispară treptat, ceea ce contribuie la o încălzire și mai mare și la o creștere a presiunii în centrul acesteia. Episodul final din faza protostelară este acumularea de materie care cade pe nucleu, în timpul căreia steaua în curs de dezvoltare crește și devine vizibilă după ce presiunea luminii emise mătură literalmente tot praful spre periferie.

Găsiți protostele în Nebuloasa Orion!

Această panoramă uriașă a Nebuloasei Orion vine din imagini. Această nebuloasă este unul dintre cele mai mari și mai apropiate leagăne de stele de la noi. Încercați să găsiți protostele în această nebuloasă, deoarece rezoluția acestei panorame vă permite să faceți acest lucru.

Episodul II. Stele tinere

Fomalhaut, imagine din catalogul DSS. Există încă un disc protoplanetar în jurul acestei stele.

Următoarea etapă sau ciclu din viața unei stele este perioada copilăriei sale cosmice, care, la rândul său, este împărțită în trei etape: tinere stele de minor (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

Episodul III. Perioada de glorie a vieții unei vedete

Soarele fotografiat în linia H alfa. Steaua noastră este în floare.

În mijlocul vieții lor, corpurile de iluminat cosmice pot avea o mare varietate de culori, mase și dimensiuni. Paleta de culori variază de la nuanțe albăstrui la roșu, iar masa lor poate fi semnificativ mai mică decât masa solară sau de peste trei sute de ori mai mare. Secvența principală a ciclului de viață al stelelor durează aproximativ zece miliarde de ani. După care nucleul corpului cosmic rămâne fără hidrogen. Acest moment este considerat a fi tranziția vieții obiectului la etapa următoare. Din cauza epuizării resurselor de hidrogen din miez, reacțiile termonucleare se opresc. Cu toate acestea, în timpul perioadei de comprimare reînnoită a stelei, începe colapsul, ceea ce duce la apariția reacțiilor termonucleare cu participarea heliului. Acest proces stimulează o expansiune pur și simplu incredibilă a stelei. Și acum este considerat o gigantă roșie.

Episodul IV. Sfârșitul existenței stelelor și moartea lor

Stelele vechi, ca și omologii lor tineri, sunt împărțite în mai multe tipuri: stele de masă mică, de dimensiuni medii, supermasive și. În ceea ce privește obiectele cu masă mică, este încă imposibil de spus cu exactitate ce procese au loc cu ele în ultimele etape ale existenței. Toate astfel de fenomene sunt descrise ipotetic folosind simulări computerizate și nu se bazează pe observații atente ale acestora. După arderea finală a carbonului și a oxigenului, învelișul atmosferic al stelei crește, iar componenta sa gazoasă se pierde rapid. La sfârșitul drumului lor evolutiv, stelele sunt comprimate de multe ori, iar densitatea lor, dimpotrivă, crește semnificativ. O astfel de stea este considerată a fi o pitică albă. Faza sa de viață este apoi urmată de o perioadă supergigant roșie. Ultimul lucru din ciclul de viață al unei stele este transformarea acesteia, ca urmare a unei compresii foarte puternice, într-o stea neutronică. Cu toate acestea, nu toate astfel de corpuri cosmice devin astfel. Unele, cel mai adesea cele mai mari ca parametri (mai mult de 20-30 de mase solare), devin găuri negre ca urmare a colapsului.

Fapte interesante despre ciclurile de viață ale stelelor

Una dintre cele mai ciudate și remarcabile informații din viața stelară a spațiului este că marea majoritate a luminarilor de la noi se află în stadiul de pitice roșii. Astfel de obiecte au o masă mult mai mică decât cea a Soarelui.

De asemenea, este destul de interesant faptul că atracția magnetică a stelelor neutronice este de miliarde de ori mai mare decât radiația similară a stelei terestre.

Efectul masei asupra unei stele

Un alt fapt la fel de interesant este durata de existență a celor mai mari tipuri de stele cunoscute. Datorită faptului că masa lor poate fi de sute de ori mai mare decât cea a soarelui, eliberarea lor de energie este, de asemenea, de multe ori mai mare, uneori chiar de milioane de ori. În consecință, durata lor de viață este mult mai scurtă. În unele cazuri, existența lor durează doar câteva milioane de ani, în comparație cu miliardele de ani de viață ale stelelor de masă mică.

Un fapt interesant este și contrastul dintre găurile negre și piticele albe. Este de remarcat faptul că primele apar din cele mai gigantice stele din punct de vedere al masei, iar cele din urmă, dimpotrivă, din cele mai mici.

Există un număr imens de fenomene unice în Univers despre care putem vorbi la nesfârșit, deoarece spațiul este extrem de prost studiat și explorat. Toate cunoștințele umane despre stele și ciclurile lor de viață pe care le deține știința modernă sunt derivate în principal din observații și calcule teoretice. Astfel de fenomene și obiecte puțin studiate oferă baza pentru munca constantă pentru mii de cercetători și oameni de știință: astronomi, fizicieni, matematicieni și chimiști. Datorită muncii lor continue, aceste cunoștințe se acumulează, se completează și se schimbă în mod constant, devenind astfel mai precise, fiabile și cuprinzătoare.