> Ciclul de viață al unei stele

Descriere viata si moartea stelelor: etape evolutive cu foto, nori moleculari, protostar, T Taur, 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, de exemplu, că au un interval de timp mai mare și sunt măsurate în milioane și miliarde de ani. În plus, moartea lor are anumite consecințe. Cu ce ​​seamănă ciclul de viață al stelelor?

Primul ciclu de viață al unei stele: norii moleculari

Să începem cu nașterea unei stele. Imaginați-vă un nor imens de gaz molecular rece care poate exista cu ușurință în univers fără nicio modificare. Dar dintr-o dată o supernova explodează nu departe de ea sau se ciocnește cu un alt nor. Din cauza acestei împingeri, procesul de distrugere este activat. Este împărțit în părți mici, fiecare dintre acestea fiind atrasă în sine. După cum ați înțeles deja, toate aceste ciorchine se pregătesc să devină vedete. Gravitația încălzește temperatura, iar impulsul stocat menține rotația. Diagrama de jos demonstrează în mod clar ciclul stelelor (viața, etapele de dezvoltare, opțiunile de transformare și moartea unui corp ceresc cu o 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. Restul resturilor vor fi grupate 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 Taurus. Aceasta este o stea variabilă situată la 600 de ani lumină distanță (nu departe de).

Poate atinge o luminozitate mare deoarece materialul se descompune și eliberează energie. Dar în partea centrală nu există 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 este transformat în heliu, eliberând o uriașă rezervă termică și energie.

Energia este eliberată sub formă de raze gamma, dar din cauza mișcării lente a stelei, aceasta cade cu lungimea de undă. Lumina este împinsă spre exterior și se confruntă cu gravitația. Putem presupune că aici se creează un echilibru perfect.

Cât timp va fi ea în secvența principală? Trebuie să începeți de la masa stelei. Piticile roșii (jumătate din masa solară) sunt capabile să cheltuiască sute de miliarde (trilioane) de ani pentru aprovizionarea cu combustibil. Stelele medii (precum) 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 rosu

În timpul procesului de topire, hidrogenul se termină 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 1000-10000 de ori. La un moment dat, Soarele nostru va repeta această soartă, crescând pe orbita pământului.

Temperatura și presiunea ating un maxim, iar heliul fuzionează în carbon. În acest moment, vedeta se contractă 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: pitic alb

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. La început este cald, dar după sute de miliarde de ani se va răci.

Fiecare dintre noi cel puțin o dată în viață s-a uitat la cerul înstelat. Cineva s-a uitat la această frumusețe, experimentând sentimente romantice, celălalt a încercat să înțeleagă de unde vine toată această frumusețe. Viața în spațiu, spre deosebire de viața de pe planeta noastră, curge cu o viteză diferită. Timpul din spațiul cosmic trăiește după propriile sale categorii, distanțe și dimensiuni în Univers sunt colosale. Rareori ne gândim la faptul că evoluția galaxiilor și a stelelor are loc în mod constant în fața ochilor noștri. Fiecare obiect din spațiul vast este o consecință a anumitor procese fizice. Galaxiile, stelele și chiar planetele au faze majore de dezvoltare.

Planeta noastră și toți depindem de lumina noastră. Cât timp ne va încânta Soarele cu căldura sa, insuflând viață sistemului solar? Ce ne așteaptă în viitor peste milioane și miliarde de ani? În acest sens, este curios să aflăm mai multe despre care sunt etapele evoluției obiectelor astronomice, de unde provin stelele și cum se termină viața acestor minunate luminari pe cerul nopții.

Originea, nașterea și evoluția stelelor

Evoluția stelelor și planetelor care populează galaxia noastră Calea Lactee și întregul Univers este, în cea mai mare parte, bine înțeleasă. În spațiu, legile fizicii sunt de neclintit, ceea ce ajută la înțelegerea originii obiectelor spațiale. În acest caz, se obișnuiește să se bazeze pe teoria Big Bang-ului, care este acum doctrina dominantă despre procesul de origine a Universului. Evenimentul care a zguduit universul și a dus la formarea universului este fulgerător după standardele cosmice. Pentru cosmos, momentele trec de la nașterea unei stele până la moartea acesteia. Distanțele uriașe creează iluzia constanței universului. O stea care a izbucnit în depărtare strălucește pentru noi de miliarde de ani, moment în care s-ar putea să nu mai existe.

Teoria evoluției galaxiei și a stelelor este o dezvoltare a teoriei Big Bang. Doctrina nașterii stelelor și apariției sistemelor stelare se distinge prin amploarea a ceea ce se întâmplă și intervalul de timp, care, spre deosebire de Universul în ansamblu, poate fi observat prin mijloace moderne ale științei.

Studiind ciclul de viață al stelelor, puteți folosi exemplul celui mai apropiat luminator de noi. Soarele este una dintre sutele de trilioane de stele din câmpul nostru vizual. În plus, distanța de la Pământ la Soare (150 milioane km) oferă o oportunitate unică de a studia obiectul fără a părăsi sistemul solar. Informațiile obținute ne vor permite să înțelegem în detaliu modul în care sunt aranjate alte stele, cât de repede sunt epuizate aceste surse de căldură gigantice, care sunt etapele dezvoltării stelelor și care va fi finalul acestei vieți strălucitoare - liniștită și slabă sau strălucitoare, exploziv.

După Big Bang, cele mai mici particule au format nori interstelari, care au devenit „spitalul de maternitate” pentru trilioane de stele. Este caracteristic că toate stelele s-au născut în același timp ca urmare a contracției și expansiunii. Compresia în norii de gaz cosmic a apărut sub influența propriei gravitații și a unor procese similare în stele noi din vecinătate. Expansiunea a rezultat din presiunea internă a gazului interstelar și din câmpurile magnetice din interiorul norului de gaz. În acest caz, norul s-a rotit liber în jurul centrului său de masă.

Norii de gaz formați după explozie sunt formați în proporție de 98% din hidrogen atomic și molecular și heliu. Doar 2% din acest masiv este reprezentat de praf și particule microscopice solide. Anterior, se credea că în centrul oricărei stele se află miezul de fier, încălzit la o temperatură de un milion de grade. Acest aspect a explicat masa gigantică a stelei.

În confruntarea forțelor fizice au prevalat forțele de compresie, deoarece lumina rezultată din eliberarea energiei nu pătrunde în norul de gaz. Lumina, împreună cu o parte din energia eliberată, se propagă spre exterior, creând o temperatură sub zero și o zonă de presiune scăzută în interiorul acumulării dense de gaz. Fiind în această stare, gazul cosmic este rapid comprimat, influența forțelor de atracție gravitațională duce la faptul că particulele încep să formeze materie stelară. Când o acumulare de gaz este densă, compresia intensă determină formarea clusterelor de stele. Când dimensiunea norului de gaz este mică, compresia duce la formarea unei singure stele.

O scurtă descriere a ceea ce se întâmplă este că viitorul luminar trece prin două etape - compresie rapidă și lentă până la starea de protostea. Într-un limbaj simplu și ușor de înțeles, contracția rapidă este căderea materiei stelare spre centrul protostelei. Contracția lentă are loc deja pe fundalul centrului format al protostelei. În următoarele sute de mii de ani, noua formațiune se micșorează în dimensiune, iar densitatea ei crește de milioane de ori. Treptat, protostarul devine opac datorită densității mari a materiei stelare, iar compresia continuă declanșează mecanismul reacțiilor interne. Creșterea presiunii interne și a temperaturilor duce la formarea unei viitoare stele cu propriul său centru de greutate.

În această stare, protostea rămâne milioane de ani, eliberând încet căldură și micșorându-se treptat, scăzând în dimensiune. Ca urmare, apar contururile unei noi stele, iar densitatea materiei sale devine comparabilă cu densitatea apei.

În medie, densitatea stelei noastre este de 1,4 kg / cm3 - aproape aceeași cu densitatea apei din Marea Moartă sărată. În centru, Soarele are o densitate de 100 kg/cm3. Materia stelară nu este în stare lichidă, ci este sub formă de plasmă.

Sub influența unei presiuni enorme și a unei temperaturi de aproximativ 100 milioane K, încep reacțiile termonucleare ale ciclului hidrogenului. Compresia se oprește, masa obiectului crește, când energia gravitației se transformă în arderea termonucleară a hidrogenului. Din acel moment, noua stea, care radiază energie, începe să piardă din masă.

Versiunea de mai sus a formării unei stele este doar o schemă primitivă care descrie stadiul inițial al evoluției și nașterea unei stele. Astăzi, astfel de procese în galaxia noastră și în întregul Univers sunt practic imperceptibile din cauza epuizării intense a materialului stelar. În întreaga istorie conștientă a observațiilor galaxiei noastre, s-au observat doar apariții unice de stele noi. La scara Universului, această cifră poate fi mărită de sute și mii de ori.

Pentru cea mai mare parte a vieții lor, protostelele sunt ascunse de ochiul uman de o coajă de praf. Radiația din miez poate fi observată doar în intervalul infraroșu, care este singura modalitate de a vedea nașterea unei stele. De exemplu, în Nebuloasa Orion, în 1967, astrofizicienii au descoperit o nouă stea în domeniul infraroșu, a cărei temperatură de radiație era de 700 de grade Kelvin. Ulterior, s-a dovedit că locul de naștere al protostelelor sunt surse compacte, care sunt disponibile nu numai în galaxia noastră, ci și în alte colțuri ale Universului îndepărtate de noi. Pe lângă radiația infraroșie, locurile de naștere a noilor stele sunt marcate de semnale radio intense.

Procesul de studiu și schema evoluției stelelor

Întregul proces de cunoaștere a stelelor poate fi împărțit în mai multe etape. La început, ar trebui să determinați distanța până la stea. Informațiile despre cât de departe este steaua de noi, cât de mult vine lumina de la ea, oferă o idee despre ce s-a întâmplat cu steaua în tot acest timp. După ce o persoană a învățat să măsoare distanța până la stelele îndepărtate, a devenit clar că stelele sunt aceiași sori, doar de dimensiuni diferite și cu soarte diferite. Cunoscând distanța până la stea, procesul de fuziune termonucleară a stelei poate fi urmărit prin nivelul de lumină și cantitatea de energie radiată.

După determinarea distanței până la stea, este posibil, folosind analiza spectrală, să se calculeze compoziția chimică a stelei și să se afle structura și vârsta acesteia. Datorită apariției spectrografului, oamenii de știință au avut ocazia să studieze natura luminii stelelor. Acest dispozitiv poate determina și măsura compoziția gazoasă a materiei stelare, pe care o are o stea în diferite etape ale existenței sale.

Studiind analiza spectrală a energiei Soarelui și a altor stele, oamenii de știință au ajuns la concluzia că evoluția stelelor și planetelor are rădăcini comune. Toate corpurile cosmice au același tip, compoziție chimică similară și provin din aceeași materie care a apărut ca urmare a Big Bang-ului.

Materia stelară este formată din aceleași elemente chimice (până la fier) ​​ca planeta noastră. Diferența este doar în numărul anumitor elemente și în procesele care au loc pe Soare și în interiorul firmamentului pământului. Acesta este ceea ce distinge stelele de alte obiecte din univers. Originea stelelor ar trebui luată în considerare și în contextul unei alte discipline fizice, mecanica cuantică. Conform acestei teorii, materia care determină substanța stelară constă din atomi și particule elementare care se divizează constant care își creează propriul microcosmos. În această lumină, structura, compoziția, structura și evoluția stelelor prezintă interes. După cum sa dovedit, cea mai mare parte a stelei noastre și a multor alte stele reprezintă doar două elemente - hidrogen și heliu. Un model teoretic care descrie structura unei stele va face posibilă înțelegerea structurii acestora și a diferenței principale față de alte obiecte spațiale.

Caracteristica principală este că multe obiecte din Univers au o anumită dimensiune și formă, în timp ce o stea își poate schimba dimensiunea pe măsură ce se dezvoltă. Un gaz fierbinte este o combinație de atomi care sunt slab legați unul de celălalt. La milioane de ani după formarea unei stele, stratul de suprafață al materiei stelare începe să se răcească. O stea eliberează cea mai mare parte a energiei sale în spațiul cosmic, scăzând sau crescând în dimensiune. Transferul de căldură și energie are loc din regiunile interioare ale stelei la suprafață, afectând intensitatea radiației. Cu alte cuvinte, aceeași stea arată diferit în diferite perioade ale existenței sale. Procesele termonucleare bazate pe reacțiile ciclului hidrogenului contribuie la conversia atomilor ușori de hidrogen în elemente mai grele - heliu și carbon. Potrivit astrofizicienilor și oamenilor de știință nucleari, o astfel de reacție termonucleară este cea mai eficientă în ceea ce privește cantitatea de căldură eliberată.

De ce fuziunea nucleară a nucleului nu se termină cu explozia unui astfel de reactor? Chestia este că forțele câmpului gravitațional din acesta pot menține materia stelară în volumul stabilizat. Din aceasta putem trage o concluzie fără ambiguitate: orice stea este un corp masiv care își păstrează dimensiunea datorită echilibrului dintre forțele gravitaționale și energia reacțiilor termonucleare. Rezultatul acestui model natural ideal este o sursă de căldură care poate funcționa mult timp. Se presupune că primele forme de viață pe Pământ au apărut în urmă cu 3 miliarde de ani. Soarele în acele vremuri îndepărtate a încălzit planeta noastră în același mod ca acum. În consecință, steaua noastră nu s-a schimbat prea mult, în ciuda faptului că amploarea căldurii radiate și a energiei solare este colosală - mai mult de 3-4 milioane de tone în fiecare secundă.

Este ușor de calculat cât de mult a pierdut steaua noastră în greutate de-a lungul anilor de existență. Aceasta va fi o cifră uriașă, dar datorită masei sale uriașe și a densității mari, astfel de pierderi la scara Universului par neglijabile.

Etape ale evoluției stelare

Soarta stelei depinde de masa inițială a stelei și de compoziția sa chimică. În timp ce principalele rezerve de hidrogen sunt concentrate în miez, steaua rămâne în așa-numita secvență principală. De îndată ce există tendința de a crește dimensiunea stelei, înseamnă că sursa principală de fuziune termonucleară s-a uscat. A început lunga călătorie finală a transformării corpului ceresc.

Luminile formate în Univers sunt inițial împărțite în trei tipuri cele mai comune:

• stele normale (pitice galbene);
• stele pitice;
• stele gigantice.

Stelele cu masă mică (pitici) își ard încet rezervele de hidrogen și își trăiesc viața destul de calm.

Astfel de stele sunt majoritatea în Univers și steaua noastră, o pitică galbenă, le aparține. Odată cu apariția bătrâneții, pitica galbenă devine o gigantă roșie sau supergigant.

Pe baza teoriei originii stelelor, procesul de formare a stelelor în univers nu s-a încheiat. Cele mai strălucitoare stele din galaxia noastră nu sunt doar cele mai mari în comparație cu Soarele, ci și cele mai tinere. Astrofizicienii și astronomii numesc astfel de stele supergianti albastre. În cele din urmă, vor avea aceeași soartă pe care o trăiesc trilioane de alte stele. În primul rând, o naștere rapidă, o viață strălucitoare și arzătoare, după care urmează o perioadă de atenuare lentă. Stelele de mărimea Soarelui au un ciclu de viață lung, aflându-se în secvența principală (la mijlocul acesteia).

Folosind datele despre masa unei stele, putem presupune calea evolutivă a acesteia de dezvoltare. O ilustrare clară a acestei teorii este evoluția stelei noastre. Nimic nu este permanent. Ca urmare a fuziunii termonucleare, hidrogenul este transformat în heliu, prin urmare, rezervele sale inițiale sunt consumate și reduse. Într-o zi, foarte curând, aceste rezerve se vor epuiza. Judecând după faptul că Soarele nostru continuă să strălucească timp de mai bine de 5 miliarde de ani, fără a-și schimba dimensiunea, vârsta matură a unei stele poate dura aproximativ aceeași perioadă.

Epuizarea rezervelor de hidrogen va duce la faptul că, sub influența gravitației, miezul soarelui va începe să se micșoreze rapid. Densitatea nucleului va deveni foarte mare, în urma căreia procesele termonucleare se vor muta în straturile adiacente nucleului. O astfel de stare se numește colaps, care poate fi cauzată de trecerea reacțiilor termonucleare în straturile superioare ale stelei. Ca urmare a presiunii ridicate, sunt lansate reacții termonucleare care implică heliu.

Rezervele de hidrogen și heliu din această parte a stelei vor dura milioane de ani. Nu va trece mult până când epuizarea rezervelor de hidrogen va duce la o creștere a intensității radiațiilor, la o creștere a dimensiunii învelișului și a dimensiunii stelei în sine. În consecință, Soarele nostru va deveni foarte mare. Dacă ne imaginăm această imagine în zeci de miliarde de ani, atunci în loc de un disc strălucitor, un disc roșu fierbinte de dimensiuni gigantice va atârna pe cer. Giganții roșii reprezintă o fază naturală în evoluția unei stele, starea ei de tranziție în categoria stelelor variabile.

Ca urmare a unei astfel de transformări, distanța de la Pământ la Soare va fi redusă, astfel încât Pământul va cădea în zona de influență a coroanei solare și va începe să se „prăjească” în ea. Temperatura de la suprafața planetei va crește de zece ori, ceea ce va duce la dispariția atmosferei și la evaporarea apei. Ca urmare, planeta se va transforma într-un deșert stâncos fără viață.

Etape finale ale evoluției stelare

Ajunsă în faza de gigantă roșie, o stea normală devine o pitică albă sub influența proceselor gravitaționale. Dacă masa unei stele este aproximativ egală cu masa Soarelui nostru, toate procesele principale din ea vor avea loc calm, fără impulsuri și reacții explozive. Pitica albă va muri mult timp, arzând până la pământ.

În cazurile în care steaua a avut inițial o masă mai mare decât masa solară de 1,4 ori, pitica albă nu va fi stadiul final. Cu o masă mare în interiorul stelei, procesele de compactare a materiei stelare încep la nivel atomic, molecular. Protonii se transformă în neutroni, densitatea stelei crește, iar dimensiunea acesteia scade rapid.

Stelele neutronice cunoscute de știință au un diametru de 10-15 km. Cu o dimensiune atât de mică, o stea neutronică are o masă colosală. Un centimetru cub de materie stelară poate cântări miliarde de tone.

În cazul în care inițial am avut de-a face cu o stea de masă mare, stadiul final al evoluției îmbracă alte forme. Soarta unei stele masive este o gaură neagră - un obiect cu o natură neexplorată și un comportament imprevizibil. Masa uriașă a stelei contribuie la creșterea forțelor gravitaționale, punând în mișcare forțele de compresie. Nu este posibil să opriți acest proces. Densitatea materiei crește până se transformă în infinit, formând un spațiu singular (teoria relativității a lui Einstein). Raza unei astfel de stele va deveni în cele din urmă zero, devenind o gaură neagră în spațiul cosmic. Ar exista mult mai multe găuri negre dacă în spațiu cea mai mare parte a spațiului ar fi ocupată de stele masive și supermasive.

Trebuie remarcat faptul că în timpul transformării unei gigante roșii într-o stea neutronică sau într-o gaură neagră, Universul poate experimenta un fenomen unic - nașterea unui nou obiect cosmic.

Nașterea unei supernove este cea mai impresionantă etapă finală în evoluția stelelor. Aici operează o lege naturală a naturii: încetarea existenței unui corp dă naștere unei noi vieți. Perioada unui astfel de ciclu precum nașterea unei supernove se referă în principal la stele masive. Rezervele epuizate de hidrogen duc la faptul că heliul și carbonul sunt incluse în procesul de fuziune termonucleară. Ca urmare a acestei reacții, presiunea crește din nou și se formează un miez de fier în centrul stelei. Sub influența celor mai puternice forțe gravitaționale, centrul de masă se deplasează în partea centrală a stelei. Miezul devine atât de greu încât nu poate rezista propriei gravitații. Ca urmare, începe o expansiune rapidă a miezului, ceea ce duce la o explozie instantanee. Nașterea unei supernove este o explozie, o undă de șoc de forță monstruoasă, un fulger strălucitor în vastele întinderi ale Universului.

Trebuie remarcat faptul că Soarele nostru nu este o stea masivă, prin urmare, o astfel de soartă nu o amenință, iar planeta noastră nu ar trebui să se teamă de un astfel de final. În cele mai multe cazuri, exploziile de supernove au loc în galaxii îndepărtate, motiv pentru care sunt destul de rare detectări.

In cele din urma

Evoluția stelelor este un proces care se întinde pe zeci de miliarde de ani. Înțelegerea noastră a proceselor în curs este doar un model matematic și fizic, o teorie. Timpul Pământului este doar un moment dintr-un ciclu temporal imens în care trăiește Universul nostru. Putem doar să observăm ce s-a întâmplat cu miliarde de ani în urmă și să ghicim cu ce se pot confrunta generațiile viitoare de pământeni.

Dacă aveți întrebări - lăsați-le în comentariile de sub articol. Noi sau vizitatorii noștri vom fi bucuroși să le răspundem.

Evoluția stelelor de diferite mase

Astronomii nu pot observa viața unei stele de la început până la sfârșit, deoarece chiar și cele mai scurte stele există de milioane de ani - mai lungi decât viața întregii omeniri. Modificări în timp ale caracteristicilor fizice și compoziției chimice a stelelor, de ex. evoluția stelară, astronomii studiază comparând caracteristicile multor stele în diferite stadii de evoluție.

Modelele fizice care leagă caracteristicile observate ale stelelor sunt reflectate în diagrama culoare-luminozitate - diagrama Hertzsprung-Russell, pe care stelele formează grupări separate - secvențe: secvența principală de stele, secvențe de supergiganți, giganți strălucitori și slabi, subgiganți. , subpitici și pitici albi.

Pentru cea mai mare parte a vieții sale, orice stea se află pe așa-numita secvență principală a diagramei culoare-luminozitate. Toate celelalte etape ale evoluției unei stele înainte de formarea unei rămășițe compacte durează nu mai mult de 10% din acest timp. De aceea, majoritatea stelelor observate în Galaxia noastră sunt modeste pitice roșii cu masa Soarelui sau mai mică. Secvența principală include aproximativ 90% din toate stelele observate.

Durata de viață a unei stele și în ce se transformă la sfârșitul căii sale de viață este complet determinată de masa sa. Stelele cu o masă mai mare decât masa Soarelui trăiesc mult mai puțin decât Soarele, iar durata de viață a celor mai masive stele este de doar milioane de ani. Pentru marea majoritate a stelelor, durata de viață este de aproximativ 15 miliarde de ani. După ce steaua își epuizează sursele de energie, începe să se răcească și să se micșoreze. Produsul final al evoluției stelelor sunt obiecte compacte masive, a căror densitate este de multe ori mai mare decât cea a stelelor obișnuite.

Stele de mase diferite ajung în una din cele trei stări: pitice albe, stele neutronice sau găuri negre. Dacă masa stelei este mică, atunci forțele gravitaționale sunt relativ slabe și compresia stelei (colapsul gravitațional) se oprește. Intră în starea stabilă de pitică albă. Dacă masa depășește o valoare critică, compresia continuă. La o densitate foarte mare, electronii se combină cu protonii pentru a forma neutroni. În curând, aproape întreaga stea constă numai din neutroni și are o densitate atât de enormă încât o masă stelară uriașă este concentrată într-o minge foarte mică cu o rază de câțiva kilometri și compresia se oprește - se formează o stea neutronică. Dacă masa stelei este atât de mare încât chiar și formarea unei stele neutronice nu oprește colapsul gravitațional, atunci etapa finală în evoluția stelei va fi o gaură neagră.

Ocupă un punct în colțul din dreapta sus: are o luminozitate mare și o temperatură scăzută. Radiația principală are loc în domeniul infraroșu. Radiațiile din învelișul rece de praf ajung la noi. În procesul de evoluție, poziția stelei pe diagramă se va schimba. Singura sursă de energie în acest stadiu este contracția gravitațională. Prin urmare, steaua se mișcă destul de repede paralel cu axa y.

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. Traseul se întoarce paralel cu axa y, 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 (combustia hidrogenului). 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 mică, iar pentru o stea cu masa de 0,1 M☉ de mii de ori mai mult.

Stele tinere de masă mică

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

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

stele de masă mică

Pe măsură ce hidrogenul se arde, regiunile centrale ale stelei sunt puternic 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 T 17 . Prin urmare, în miez se formează un miez convectiv, înconjurat de o zonă în care transferul de energie este efectuat prin radiație.

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

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

stele de masă mică

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

Stele de masă mare

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

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

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

Stele vechi de masă mică

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

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

Moartea stelelor de mare masă

La sfârșitul evoluției, o stea de masă mare are o structură foarte complexă. 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 (Fig. 85).

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

În acest moment încep două procese cele mai importante, care se desfășoară în nucleu simultan și foarte rapid (aparent, în câteva minute). Primul este că în timpul ciocnirii nucleelor, 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, carbonul încep să ardă. Aceasta este însoțită de un flux puternic de neutroni care vine din miezul central. Ca urmare, are loc o explozie nucleară puternică, aruncând straturile exterioare ale stelei, care conțin deja toate elementele grele, până la californiu. Conform opiniilor moderne, toți atomii de elemente chimice grele (adică, mai grei decât heliul) s-au format în Univers tocmai în erupții.

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 stelei.

Diagrama face posibilă (deși nu foarte precis) găsirea valorii absolute a tipului spectral. Mai ales pentru clasele spectrale 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 dintre stele (aproximativ 90%) sunt situate pe diagramă de-a lungul unei benzi lungi și înguste numite secvența principală. Se întindea 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 luată ca unitate.

Punctele corespunzătoare giganților și supergiantilor sunt situate deasupra secvenței principale din dreapta și corespunzătoare piticelor albe - 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 hidrogenul este ars în reacții termonucleare. Secvența principală este o secvență de stele de diferite mase. Cele mai mari stele din punct de vedere al masei sunt situate în partea superioară a secvenței principale și sunt giganți albaștri. Cele mai mici stele de masă sunt pitici. Ele sunt situate în partea de jos a secvenței principale. Paralel cu secvența principală, dar puțin sub ea, sunt subpitici. Ele diferă de stelele din secvența principală prin conținutul lor inferior de metal.

O stea își petrece cea mai mare parte a vieții în secvența principală. În această perioadă, culoarea, temperatura, luminozitatea și alți parametri ai acestuia cu greu se schimbă. Dar înainte ca steaua să atingă această stare de echilibru, în timp ce se află încă în starea protostea, este roșie și pentru o scurtă perioadă de timp mai luminoasă decât ar fi în secvența principală.

Stelele de masă mare (supergiganții) 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. În acest caz, 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 de conversie a hidrogenului în heliu în centrul acesteia. După ce a epuizat această sursă, steaua se mută în regiunea giganților, unde își petrece aproximativ 10% din viață. În acest moment, principala sursă de eliberare a energiei stelare este conversia hidrogenului în heliu în stratul din jurul miezului dens de heliu. Acest așa-zis 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” din galaxie conține de fapt între 0,1 și 1 moleculă pe cm3. Un nor molecular, pe de altă parte, 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 prăbușirii, 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.

Stelele aflate în stadiul inițial al existenței lor, de regulă, sunt ascunse vederii în interiorul unui nor dens de praf și gaz. Adesea, siluetele unor astfel de coconi care formează stele pot fi observate pe fundalul radiațiilor strălucitoare din gazul din jur. Astfel de formațiuni sunt numite globule Bok.

O proporție foarte mică de protostele nu atinge o temperatură suficientă pentru reacțiile de fuziune termonucleară. Astfel de stele sunt numite „pitici 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 fuzionarea heliului de 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 stelelor

Pe diagrama Hertzsprung-Russell, steaua emergentă ocupă un punct în colțul din dreapta sus: are o luminozitate ridicată și o temperatură scăzută. Radiația principală are loc în domeniul infraroșu. Radiațiile din învelișul rece de praf ajung la noi. În procesul de evoluție, poziția stelei pe diagramă se va schimba. Singura sursă de energie în acest stadiu este contracția gravitațională. Prin urmare, steaua se mișcă destul de repede paralel cu axa y.

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 y, 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 (combustia hidrogenului). 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 mică 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. Stelele cu masă mai mare consumă hidrogen mai repede: de exemplu, o stea cu o masă de 10 M ☉ va consuma hidrogen în mai puțin de 10 7 ani (luminozitatea este proporțională cu puterea a patra a masei).

stele de masă mică

Pe măsură ce hidrogenul se arde, regiunile centrale ale stelei sunt puternic 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 T 17 . Prin urmare, în miez se formează un miez convectiv, înconjurat de o zonă în care transferul de energie este efectuat prin radiație.

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

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

Stadiul de maturitate a stelei

stele de masă mică

În momentul în care hidrogenul este complet ars, un mic miez de heliu se formează în centrul unei stele cu masă mică. În miez, densitatea materiei și temperatura ating valori de 10 9 kg/m 3 și, respectiv, 10 8 K. Arderea hidrogenului are loc la suprafața nucleului. Pe măsură ce temperatura din miez crește, viteza de ardere a hidrogenului crește, iar luminozitatea crește. Zona radiantă dispare treptat. Și din cauza creșterii vitezei curenților convectivi, straturile exterioare ale stelei se umflă. Dimensiunea și luminozitatea ei cresc - steaua se transformă într-o gigantă roșie.

Stele de masă mare

Când hidrogenul unei stele de masă mare este complet epuizat, în miez începe o reacție triplă cu heliu și, simultan, reacția de producere 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.

În același timp, traseul evolutiv se dovedește a fi foarte complicat. În diagrama Hertzsprung-Russell, steaua se mișcă de-a lungul succesiunii de giganți sau (pentru mase foarte mari din regiunea supergigant) devine periodic o Cefeidă.

Etape finale ale evoluției stelare

Stele vechi de masă mică

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

Moartea stelelor de mare masă

La sfârșitul evoluției sale, o stea de masă mare are o structură foarte complexă. Fiecare strat are propria sa compoziție chimică, reacțiile nucleare 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 (mai degrabă decât eliberarea) de energie. Prin urmare, miezul de fier este comprimat rapid, temperatura și densitatea în 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 cele mai importante, care se desfășoară 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, carbonul încep să ardă. Aceasta este însoțită de un flux puternic de neutroni care vine din miezul central. Ca urmare, are loc o explozie nucleară puternică, aruncând straturile exterioare ale stelei, care conțin deja toate elementele grele, până la californiu. Potrivit concepțiilor moderne, toți atomii de elemente chimice grele (adică, mai grei decât heliul) s-au format în Univers tocmai în explozii de supernove. În funcție de masa stelei explodate, în locul supernovei explodate rămâne fie o stea neutronică, fie o gaură neagră.