De ce parametru fizic depinde evoluția stelelor? Nașterea și evoluția stelelor: fabrica uriașă a universului

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

pitice albe

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

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

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

stele neutronice

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

Găuri negre

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

R W \u003d 2GM / c 2.

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

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

Bibliografie

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

20 decembrie 10 ani.

Fuziunea termonucleară în interiorul stelelor

În acest moment, pentru stelele cu o masă mai mare de 0,8 mase solare, nucleul devine transparent la radiație, iar transferul de energie radiativă în nucleu va prevala, în timp ce învelișul din vârf rămâne convectiv. Nimeni nu știe cu siguranță ce fel de stele de masă mai mică ajung pe secvența principală, întrucât timpul petrecut de aceste stele în categoria celor tineri depășește vârsta Universului. Toate ideile noastre despre evoluția acestor stele se bazează pe calcule numerice.

Pe măsură ce steaua se micșorează, presiunea gazului electron degenerat începe să crească, iar la o anumită rază a stelei, această presiune oprește creșterea temperaturii centrale și apoi începe să o scadă. Și pentru stelele mai mici de 0,08, acest lucru se dovedește a fi fatal: energia eliberată în timpul reacțiilor nucleare nu va fi niciodată suficientă pentru a acoperi costul radiațiilor. Astfel de sub-stele sunt numite pitice brune, iar soarta lor este contracția constantă până când presiunea gazului degenerat o oprește și apoi răcirea treptată cu oprirea tuturor reacțiilor nucleare.

Stele tinere de masă intermediară

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

Obiectele de acest tip sunt asociate cu așa-numitele. Stelele Ae\Be Herbit sunt variabile neregulate de tip spectral B-F5. Au și discuri cu jet bipolare. Viteza de evacuare, luminozitatea și temperatura efectivă sunt substanțial mai mari decât pentru τ Taur, astfel încât ei încălzesc și dispersează eficient rămășițele norului protostelar.

Stele tinere cu o masă mai mare de 8 mase solare

De fapt, acestea sunt deja vedete normale. În timp ce masa nucleului hidrostatic se acumula, steaua a reușit să sară peste toate etapele intermediare și să încălzească reacțiile nucleare în așa măsură încât să compenseze pierderile datorate radiațiilor. Pentru aceste stele, fluxul de masă și luminozitate este atât de mare încât nu numai că oprește colapsul regiunilor exterioare rămase, dar le împinge înapoi. Astfel, masa stelei formate este vizibil mai mică decât masa norului protostelar. Cel mai probabil, acest lucru explică absența în galaxia noastră a stelelor de peste 100-200 de mase solare.

ciclul mijlociu al unei stele

Printre stelele formate există o mare varietate de culori și dimensiuni. Ele variază în tipul spectral de la albastru fierbinte la roșu rece și în masă de la 0,08 la mai mult de 200 de mase solare. Luminozitatea și culoarea unei stele depind de temperatura suprafeței sale, 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. Nu vorbim despre mișcarea fizică a stelei - doar despre poziția sa pe diagrama indicată, care depinde de parametrii stelei. Adică vorbim, de fapt, doar despre schimbarea parametrilor stelei.

Ce se întâmplă în continuare depinde din nou de masa stelei.

Anii de mai târziu și moartea stelelor

Stele vechi cu masă mică

Până în prezent, nu se știe cu certitudine ce se întâmplă cu stelele luminoase după epuizarea rezervei de hidrogen. Întrucât universul are 13,7 miliarde de ani, ceea ce nu este suficient pentru a epuiza rezerva de combustibil cu hidrogen, teoriile actuale se bazează pe simulări computerizate ale proceselor care au loc în astfel de stele.

Unele stele pot fuziona heliul doar în anumite regiuni active, ceea ce provoacă instabilitate și vânturi solare puternice. În acest caz, formarea unei nebuloase planetare nu are loc, iar steaua doar se evaporă, devenind chiar mai mică decât o pitică maro.

Dar o stea cu o masă mai mică de 0,5 masa solară nu va putea niciodată să sintetizeze heliu chiar și după ce reacțiile care implică hidrogen încetează în miez. Învelișul lor stelar nu este suficient de masiv pentru a depăși presiunea produsă de miez. Astfel de stele includ piticele roșii (cum ar fi Proxima Centauri), a căror durată de viață a secvenței principale este de sute de miliarde de ani. După terminarea reacțiilor termonucleare în miezul lor, acestea, răcindu-se treptat, vor continua să radiaze slab în intervalele infraroșu și microunde ale spectrului electromagnetic.

stele de dimensiuni medii

Când o stea atinge o dimensiune medie (de la 0,4 la 3,4 mase solare) a fazei de gigant roșie, straturile sale exterioare continuă să se extindă, miezul se contractă și încep reacțiile de sinteza a carbonului din heliu. Fuziunea eliberează multă energie, oferind vedetei o amânare temporară. 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 mărimii, temperaturii suprafeței și eliberării de energie. Eliberarea de energie este deplasată către radiații de joasă frecvență. Toate acestea sunt însoțite de o pierdere de masă din ce în ce mai mare din cauza vântului solar puternic și a pulsațiilor intense. Stelele din această fază sunt numite stele de tip târziu, Stele OH-IR sau stele asemănătoare Mira, în funcție de caracteristicile lor exacte. Gazul ejectat este relativ bogat în elemente grele produse în interiorul stelei, cum ar fi oxigenul și carbonul. Gazul formează o înveliș în expansiune și se răcește pe măsură ce se îndepărtează de stea, permițând formarea de particule și molecule de praf. Cu radiații infraroșii puternice de la steaua centrală, în astfel de învelișuri se formează condiții ideale pentru activarea maserelor.

Reacțiile de ardere a heliului sunt foarte sensibile la temperatură. Uneori, acest lucru duce la o mare instabilitate. Au loc pulsații violente, care în cele din urmă conferă suficientă energie cinetică straturilor exterioare pentru a fi ejectate și a deveni o nebuloasă planetară. În centrul nebuloasei rămâne miezul stelei care, răcindu-se, se transformă într-o pitică albă de heliu, de regulă, având o masă de până la 0,5-0,6 solară și un diametru de ordinul diametrului lui. pământul.

pitice albe

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

În stelele mai masive decât Soarele, presiunea electronilor degenerați nu poate opri contracția miezului și continuă până când majoritatea particulelor se transformă în neutroni, împachetate atât de dens încât dimensiunea stelei este măsurată în kilometri, iar densitatea apei 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 straturile exterioare ale stelei, cu o masă mai mare de cinci mase solare, s-au împrăștiat pentru a forma o supergigantă roșie, nucleul începe să se micșoreze din cauza forțelor gravitaționale. Pe măsură ce compresia crește, temperatura și densitatea cresc și începe o nouă secvență de reacții termonucleare. În astfel de reacții, sunt sintetizate elemente grele, ceea ce limitează temporar colapsul nucleului.

În cele din urmă, pe măsură ce se formează tot mai multe elemente grele ale sistemului periodic, fierul -56 este sintetizat din siliciu. Până în acest punct, sinteza elementelor a eliberat o cantitate mare de energie, dar nucleul de fier-56 este cel care are defectul de masă maximă, iar formarea nucleelor ​​mai grele este nefavorabilă. Prin urmare, atunci când nucleul de fier al unei stele atinge o anumită valoare, presiunea din el nu mai este capabilă să reziste forței colosale a gravitației și are loc o prăbușire imediată a nucleului odată cu neutronizarea materiei sale.

Ce se întâmplă în continuare nu este complet clar. Dar orice ar fi, în câteva secunde, duce la explozia unei supernove de o forță incredibilă.

Explozia însoțitoare de neutrini provoacă o undă de șoc. Jeturile puternice de neutrini și un câmp magnetic rotativ împing în afară cea mai mare parte a materialului acumulat de stea - așa-numitele elemente de ședere, inclusiv fier și elemente mai ușoare. Materia în expansiune este bombardată de neutroni care scapă din nucleu, captându-i și creând astfel un set de elemente mai grele decât fierul, inclusiv radioactive, până la uraniu (și posibil chiar California). Astfel, exploziile de supernove explică prezența unor elemente mai grele decât fierul în materia interstelară.

Unda de explozie și jeturile de neutrini transportă material departe de steaua pe moarte și în spațiul interstelar. Ulterior, deplasându-se prin spațiu, acest material de supernovă se poate ciocni cu alte resturi spațiale și poate participa la formarea de noi stele, planete sau sateliți.

Procesele care au loc în timpul formării unei supernove sunt încă studiate, iar până acum această problemă nu este clară. Este, de asemenea, discutabil ce rămâne de fapt din steaua originală. Cu toate acestea, sunt luate în considerare două opțiuni:

stele neutronice

În unele supernove, se știe că gravitația puternică din interiorul supergigantului face ca electronii să cadă în nucleul atomic, unde ei fuzionează cu protoni pentru a forma neutroni. Forțele electromagnetice care separă nucleele din apropiere dispar. Miezul unei stele este acum o minge densă de nuclee atomice și neutroni individuali.

Astfel de stele, cunoscute sub numele de stele neutronice, sunt extrem de mici - nu mai mari decât un oraș important - și au densități neînchipuit de mari. Perioada lor orbitală devine extrem de scurtă pe măsură ce dimensiunea stelei scade (datorită conservării momentului unghiular). Unii fac 600 de rotații pe secundă. Când axa care leagă polii magnetici nord și sud ai acestei stele care se rotește rapid indică Pământul, este posibil să se fixeze un impuls de radiație care se repetă la intervale egale cu perioada de rotație a stelei. Astfel de stele neutronice au fost numite „pulsari” și au devenit primele stele neutronice descoperite.

Găuri negre

Nu toate supernovele devin stele neutronice. Dacă steaua are o masă suficient de mare, atunci prăbușirea stelei va continua și neutronii înșiși vor începe să cadă în interior până când raza sa devine mai mică decât raza Schwarzschild. Steaua devine apoi o gaură neagră.

Existența găurilor negre a fost prezisă de teoria generală a relativității. Conform relativității generale, materia și informația nu pot părăsi o gaură neagră sub nicio circumstanță. Cu toate acestea, mecanica cuantică face posibile excepții de la această regulă.

Rămân o serie de întrebări deschise. Principalul dintre ei: „Există găuri negre? Într-adevăr, pentru a spune cu siguranță că un anumit obiect este o gaură neagră, este necesar să-i observăm orizontul de evenimente. Toate încercările de a face acest lucru s-au încheiat cu un eșec. Dar mai există speranță, deoarece unele obiecte nu pot fi explicate fără a implica acreție, în plus, acreția pe un obiect fără o suprafață solidă, dar însăși existența găurilor negre nu dovedește acest lucru.

Întrebările sunt și ele deschise: este posibil ca o stea să se prăbușească direct într-o gaură neagră, ocolind o supernova? Există supernove care vor deveni în cele din urmă găuri negre? Care este efectul exact al masei inițiale a unei stele asupra formării obiectelor la sfârșitul ciclului său de viață?

Astrofizica a avansat deja suficient în studiul evoluției stelelor. Modelele teoretice sunt susținute de observații de încredere și, în ciuda unor lacune, imaginea generală a ciclului de viață al unei stele este cunoscută de mult timp.

Naștere

Totul începe cu un nor molecular. Acestea sunt regiuni uriașe de gaz interstelar suficient de dense pentru a se forma molecule de hidrogen.

Apoi are loc un eveniment. Poate că va fi cauzată de o undă de șoc de la o supernova care a explodat în apropiere, sau poate de dinamica naturală din interiorul norului molecular. Cu toate acestea, există un singur rezultat - instabilitatea gravitațională duce la formarea unui centru de greutate undeva în interiorul norului.

Cedând tentației gravitației, materia înconjurătoare începe să se rotească în jurul acestui centru și este stratificată pe suprafața sa. Treptat, se formează un nucleu sferic echilibrat cu temperatură și luminozitate în creștere - o protostea.

Discul de gaz și praf din jurul protostelei se rotește din ce în ce mai repede, datorită densității și masei sale în creștere, tot mai multe particule se ciocnesc în adâncurile sale, temperatura continuă să crească.

De îndată ce atinge milioane de grade, prima reacție termonucleară are loc în centrul protostelei. Două nuclee de hidrogen depășesc bariera Coulomb și se combină pentru a forma un nucleu de heliu. Apoi - celelalte două nuclee, apoi - celălalt... până când reacția în lanț acoperă întreaga regiune în care temperatura permite hidrogenului să sintetizeze heliu.

Energia reacțiilor termonucleare ajunge apoi rapid la suprafața stelei, crescând brusc luminozitatea acesteia. Deci, o protostea, dacă are suficientă masă, se transformă într-o stea tânără cu drepturi depline.

Regiunea activă de formare a stelelor N44 / ©ESO, NASA

Fără copilărie, fără adolescență, fără tinerețe

Toate protostelele care se încălzesc suficient pentru a începe o reacție termonucleară în interiorul lor, apoi intră în perioada cea mai lungă și cea mai stabilă, ocupând 90% din întreaga lor viață.

Tot ceea ce li se întâmplă în această etapă este arderea treptată a hidrogenului în zona reacțiilor termonucleare. Literal „viață arzătoare”. Steaua foarte încet - peste miliarde de ani - va deveni mai fierbinte, intensitatea reacțiilor termonucleare va crește, la fel și luminozitatea, dar nimic mai mult.

Desigur, sunt posibile evenimente care accelerează evoluția stelară - de exemplu, o vecinătate apropiată sau chiar o coliziune cu o altă stea, dar acest lucru nu depinde de ciclul de viață al unei stele individuale.

Există, de asemenea, stele ciudate „născute morți” care nu pot ajunge la secvența principală - adică nu sunt capabile să facă față presiunii interne a reacțiilor termonucleare.

Acestea sunt protostele de masă mică (mai puțin de 0,0767 din masa Soarelui) - chiar acelea care sunt numite pitice brune. Din cauza compresiei gravitaționale insuficiente, acestea pierd mai multă energie decât se formează ca urmare a fuziunii hidrogenului. De-a lungul timpului, reacțiile termonucleare din interiorul acestor stele încetează și nu le rămâne decât o răcire prelungită, dar inevitabilă.

Vederea unui artist asupra unei pitici maro / ©ESO/I. Crossfield/N. Risinger

Bătrânețe tulburată

Spre deosebire de oameni, cea mai activă și interesantă fază din „viața” stelelor masive începe spre sfârșitul existenței lor.

Evoluția ulterioară a fiecărei stele individuale care a ajuns la sfârșitul secvenței principale - adică punctul în care nu mai rămâne hidrogen pentru fuziunea termonucleară în centrul stelei - depinde direct de masa stelei și de substanța chimică a acesteia. compoziţie.

Cu cât masa unei stele din secvența principală este mai mică, cu atât „viața” ei va fi mai lungă și cu atât finalul său va fi mai puțin grandios. De exemplu, stelele cu mase mai mici de jumătate din cea a soarelui - cum sunt numite pitici roșii - nu au „murit” încă deloc de la Big Bang. Conform calculelor și simulărilor pe computer, din cauza intensității reduse a reacțiilor termonucleare, astfel de stele pot arde cu ușurință hidrogen de la zeci de miliarde la zeci de trilioane de ani, iar la sfârșitul călătoriei, probabil că se vor stinge la fel ca piticele maro. .

Stele cu o masă medie de jumătate până la zece mase solare, după ce ard hidrogenul în centru, sunt capabile să ardă elemente chimice mai grele din compoziția lor - mai întâi heliu, apoi carbon, oxigen și apoi, cât de norocos cu masa, până la fier-56 (un izotop al fierului, care este uneori denumit „cenusa de ardere termonucleara”).

Pentru astfel de stele, faza care urmează secvenței principale se numește stadiul gigant roșu. Începerea reacțiilor termonucleare cu heliu, apoi carbonul etc. de fiecare dată duce la transformări semnificative ale stelei.

Într-un fel, aceasta este chinul morții. Steaua fie se extinde de sute de ori și devine roșie, apoi se contractă din nou. Se modifică și luminozitatea - crește de mii de ori, apoi scade din nou.

La sfârșitul acestui proces, învelișul exterior al gigantului roșu este îndepărtat, formând o nebuloasă planetară spectaculoasă. În centru rămâne un nucleu gol - o pitică albă cu heliu cu o masă de aproximativ jumătate din masa solară și o rază aproximativ egală cu raza Pământului.

Piticile albe au o soartă asemănătoare piticilor roșii - o epuizare liniștită de miliarde până la trilioane de ani, cu excepția cazului în care, desigur, există o stea însoțitoare în apropiere, datorită căreia pitica albă își poate crește masa.

Sistemul KOI-256 format din pitice roșii și albe / ©NASA/JPL-Caltech

bătrânețe extremă

Dacă o stea este deosebit de norocoasă cu masa sa și are aproximativ 12 mase solare sau mai mult, atunci etapele finale ale evoluției sale sunt caracterizate de evenimente mult mai extreme.

Dacă masa nucleului unei gigante roșii depășește limita Chandrasekhar de 1,44 mase solare, atunci steaua nu numai că își revarsă învelișul în final, dar eliberează energia acumulată într-o explozie termonucleară puternică - o supernova.

În inima rămășițelor unei supernove, care împrăștie materia stelară cu mare forță timp de mulți ani lumină în jur, în acest caz nu mai este o pitică albă, ci o stea neutronică superdensă cu o rază de doar 10-20 de kilometri.

Cu toate acestea, dacă masa unei gigante roșii este mai mare de 30 de mase solare (sau mai degrabă, deja o supergigantă), iar masa nucleului său depășește limita Oppenheimer-Volkov, care este de aproximativ 2,5-3 mase solare, atunci nici un alb nu pitic nici o stea neutronă se formează.

Ceva mult mai impresionant apare în centrul rămășițelor unei supernove - o gaură neagră, deoarece miezul stelei explodate este comprimat atât de mult încât chiar și neutronii încep să se prăbușească și nimic altceva, inclusiv lumina, nu poate părăsi limitele gaura neagră nou-născută - sau mai bine zis, orizontul ei de evenimente.

Stele deosebit de masive - supergiganții albastre - pot ocoli stadiul supergiganților roșii și, de asemenea, pot exploda într-o supernovă.

Supernova SN 1994D în galaxia NGC 4526 (punct luminos în colțul din stânga jos) / ©NASA

Și cum rămâne cu Soarele nostru?

Soarele aparține stelelor de masă medie, așa că dacă citiți cu atenție partea anterioară a articolului, atunci puteți prezice cu exactitate pe ce cale se află steaua noastră.

Cu toate acestea, chiar înainte de transformarea Soarelui într-o gigantă roșie, omenirea așteaptă o serie de răsturnări astronomice. Viața pe Pământ va deveni imposibilă într-un miliard de ani, când intensitatea reacțiilor termonucleare din centrul Soarelui va deveni suficientă pentru a evapora oceanele Pământului. În paralel cu aceasta, condițiile de viață pe Marte se vor îmbunătăți, ceea ce la un moment dat îl poate face locuibil.

În aproximativ 7 miliarde de ani, Soarele se va fi încălzit suficient pentru a începe o reacție termonucleară în regiunile sale exterioare. Raza Soarelui va crește de aproximativ 250 de ori, iar luminozitatea de 2700 de ori - va avea loc o transformare într-o gigantă roșie.

Datorită creșterii vântului solar, steaua în acest stadiu își va pierde până la o treime din masă, dar va avea timp să absoarbă Mercur.

Masa nucleului solar din cauza arderii hidrogenului din jurul lui va crește atunci atât de mult încât va avea loc așa-numita fulger de heliu și va începe fuziunea termonucleară a nucleelor ​​de heliu în carbon și oxigen. Raza stelei va scădea semnificativ, la 11 solar standard.

Activitate solară / ©NASA/Goddard/SDO

Cu toate acestea, deja 100 de milioane de ani mai târziu, reacția cu heliu va merge în regiunile exterioare ale stelei și va crește din nou la dimensiunea, luminozitatea și raza unei gigante roșii.

Vântul solar în această etapă va deveni atât de puternic încât va sufla regiunile exterioare ale stelei în spațiul cosmic și formează o vastă nebuloasă planetară.

Și acolo unde era Soarele, va fi o pitică albă de dimensiunea Pământului. Extrem de luminos la început, dar pe măsură ce timpul trece, devine din ce în ce mai slab.

Dacă se acumulează suficientă materie undeva în Univers, aceasta se micșorează într-un bulgăre dens, în care începe o reacție termonucleară. Așa se luminează stelele. Primul a aprins în întunericul Universului tânăr cu 13,7 miliarde (13,7 * 10 9) de ani în urmă, iar Soarele nostru - cu doar 4,5 miliarde de ani în urmă. Durata de viață a unei stele și procesele care au loc la sfârșitul acestei perioade depind de masa stelei.

Atâta timp cât reacția termonucleară de conversie a hidrogenului în heliu continuă în stea, aceasta se află pe secvența principală. Timpul petrecut de o stea pe secvența principală depinde de masă: cele mai mari și mai grele ajung rapid la stadiul de gigantă roșie și apoi părăsesc secvența principală ca urmare a exploziei unei supernove sau a formării unei pitice albe.

Soarta uriașilor

Cele mai mari și mai masive stele se ard rapid și explodează în supernove. După o explozie de supernovă, rămâne o stea neutronică sau o gaură neagră, iar în jurul lor este materie ejectată de energia colosală a exploziei, care devine apoi materialul pentru noi stele. Dintre cei mai apropiați vecini stelari ai noștri, o astfel de soartă ne așteaptă, de exemplu, Betelgeuse, dar când explodează, este imposibil de calculat.

O nebuloasă formată prin ejectarea materiei dintr-o explozie de supernovă. În centrul nebuloasei se află o stea neutronică.

Steaua cu neutroni este un fenomen fizic teribil. Miezul unei stele care explodează este comprimat - la fel ca gazul dintr-un motor cu ardere internă, doar într-unul foarte mare și eficient: o minge de sute de mii de kilometri în diametru se transformă într-o minge cu diametrul de la 10 la 20 de kilometri. Forța de compresie este atât de mare încât electronii cad pe nucleele atomice, formând neutroni - de unde și numele.

NASA Steaua neutronică (viziunea artistului)

Densitatea materiei sub o astfel de compresie crește cu aproximativ 15 ordine de mărime, iar temperatura crește la inimaginabile 10 12 K în centrul stelei neutronice și 1.000.000 K la periferie. O parte din această energie este emisă sub formă de radiații fotonice, iar o parte este transportată de neutrinii care se formează în miezul stelei neutronice. Dar chiar și datorită răcirii foarte eficiente a neutrinilor, o stea neutronică se răcește foarte lent: este nevoie de 10 16 sau chiar 10 22 de ani pentru a epuiza complet energia. Este greu de spus ce va rămâne în locul unei stele neutronice răcite, dar este imposibil de observat: lumea este prea tânără pentru asta. Există o presupunere că o gaură neagră se formează din nou în locul unei stele răcite.

Găurile negre sunt create de prăbușirea gravitațională a obiectelor foarte masive, cum ar fi exploziile de supernove. Poate că în trilioane de ani, stelele neutronice răcite se vor transforma în găuri negre.

Soarta stelelor la scară medie

Alte stele, mai puțin masive, rămân pe secvența principală mai mult decât cele mai mari, dar când o părăsesc, mor mult mai repede decât rudele lor cu neutroni. Peste 99% dintre stele din univers nu vor exploda niciodată și nu se vor transforma nici în găuri negre, nici în stele neutronice - nucleele lor sunt prea mici pentru astfel de drame cosmice. În schimb, stelele de masă medie se transformă la sfârșitul vieții în giganți roșii, care, în funcție de masă, se transformă în pitice albe, explodează, se disipează complet sau devin stele neutronice.

Piticile albe reprezintă acum 3 până la 10% din populația stelară a universului. Temperatura lor este foarte ridicată - mai mult de 20.000 K, de peste trei ori temperatura suprafeței Soarelui - dar totuși mai mică decât cea a stelelor neutronice, iar datorită temperaturii mai scăzute și a suprafeței mai mari, piticele albe se răcesc mai repede - în 10 14 - 10 15 ani. Aceasta înseamnă că în următorii 10 trilioane de ani - când universul va fi de o mie de ori mai vechi decât este acum - un nou tip de obiect va apărea în univers: o pitică neagră, un produs de răcire al unei pitice albe.

Până acum, nu există pitici negre în spațiu. Chiar și cele mai vechi stele care se răcesc până în prezent și-au pierdut maximum 0,2% din energie; pentru o pitică albă cu o temperatură de 20.000 K, aceasta înseamnă răcire la 19.960 K.

Pentru cei mici

Se știe și mai puțin despre ce se întâmplă atunci când cele mai mici stele, cum ar fi vecinul nostru cel mai apropiat, pitica roșie Proxima Centauri, se răcesc decât despre supernove și piticele negre. Fuziunea termonucleară în nucleele lor este lentă și rămân pe secvența principală mai mult decât celelalte - conform unor calcule, până la 10 12 ani, iar după aceea, probabil, își vor continua viața ca pitici albe, adică ei va străluci încă 10 14 - 10 15 ani înainte de transformarea într-o pitică neagră.

Nașterea stelelor și a galaxiilor întregi are loc permanent, precum și moartea lor. Dispariția unei stele compensează apariția alteia, de aceea ni se pare că aceleași stele sunt în mod constant pe cer.

Stelele își datorează nașterea procesului de compresie a norului interstelar, care este afectat de o scădere puternică a presiunii gazului. În funcție de masa gazului comprimat, numărul de stele născute se modifică: dacă este mic, atunci se naște un luminar, dacă este mare, atunci este posibilă formarea unui întreg cluster.

Etapele apariției unei stele

Aici este necesar să evidențiem două etape principale - contracția rapidă a protostelei și cea lentă. În primul caz, gravitația este o trăsătură distinctivă: materia protostelei cade aproape liber spre centrul său. În această etapă, temperatura gazului rămâne neschimbată, durata sa este de aproximativ 100 de mii de ani, iar în acest timp dimensiunea protostelei este redusă foarte semnificativ.

Și dacă în prima etapă excesul de căldură a plecat în mod constant, atunci protostarul devine mai dens. Eliminarea căldurii nu mai este atât de mare, gazul continuă să se comprime și să se încălzească rapid. Contracția lentă a protostelei durează și mai mult - mai mult de zece milioane de ani. La atingerea unei temperaturi ultra-înalte (mai mult de un milion de grade), reacțiile termonucleare își fac efectul, ducând la încetarea compresiei. După aceea, dintr-o protostea se formează o nouă stea.

Ciclul de viață al unei stele

Stelele sunt ca un organism viu: se nasc, ating apogeul lor de dezvoltare și apoi mor. Schimbările majore încep atunci când hidrogenul se epuizează în partea centrală a stelei. Începe să se ardă deja în coajă, crescându-și treptat dimensiunea, iar steaua se poate transforma într-o gigantă roșie sau chiar într-o supergigantă.

Toate stelele au un ciclu de viață complet diferit, totul depinde de masă. Cele care sunt grele trăiesc mai mult și în cele din urmă explodează. Soarele nostru nu aparține stelelor masive, prin urmare, corpurile cerești de acest tip așteaptă celălalt capăt: se estompează treptat, se transformă într-o structură densă numită pitică albă.

gigantul rosu

Stelele care și-au epuizat rezerva de hidrogen pot deveni enorme. Astfel de lumini se numesc giganți roșii. Caracteristica lor distinctivă, pe lângă dimensiune, este o atmosferă extinsă și o temperatură foarte scăzută a suprafeței. Studiile au arătat că nu toate stelele trec prin această etapă de dezvoltare. Doar acele corpuri de iluminat cu o masă solidă devin giganți roșii.

Cei mai strălucitori reprezentanți sunt Arcturus și Antares, ale căror straturi vizibile au o temperatură relativ scăzută, iar coaja rarefiată are o lungime solidă. În interiorul corpurilor are loc un proces de aprindere a heliului, care se caracterizează prin absența fluctuațiilor bruște ale luminozității.

pitic alb

Stelele care sunt mici ca dimensiune și masă se transformă într-o pitică albă. Densitatea lor este extrem de mare (de aproximativ un milion de ori mai mare decât densitatea apei), din cauza căreia substanța stelei trece într-o stare numită „gaz degenerat”. În interiorul unei pitice albe nu se observă reacții termonucleare și doar faptul că se răcește îi dă lumină. Dimensiunea unei stele în această stare este extrem de mică. De exemplu, multe pitice albe au dimensiuni similare cu Pământul.