Evoluția stelelor diferite moduri de dezvoltare. Etape finale ale evoluției stelare

Deși stelele par a fi eterne pe scara timpului uman, ele, ca toate lucrurile din natură, se nasc, trăiesc și mor. Conform ipotezei general acceptate a unui nor de gaz și praf, o stea se naște ca urmare a comprimării gravitaționale a unui nor de gaz și praf interstelar. Pe măsură ce un astfel de nor devine mai dens, se formează mai întâi protostar, temperatura din centrul ei crește constant până când atinge limita necesară pentru ca viteza mișcării termice 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 a patru protoni, se formează în cele din urmă un nucleu de heliu (2 protoni + 2 neutroni) și se eliberează o întreagă fântână de diferite particule elementare. În starea finală, masa totală a particulelor formate mai mici masele celor patru protoni originali, ceea ce înseamnă că energia liberă este eliberată în timpul reacției ( cm. Teoria relativitatii). Din această cauză, miezul interior al unei stele nou-născute se încălzește rapid la temperaturi ultra-înalte, iar excesul său de energie începe să se împroșcească spre suprafața sa mai puțin fierbinte - și în afară. În același timp, presiunea din centrul stelei începe să crească ( cm. Ecuația de stare pentru un gaz ideal). Astfel, prin „arderea” hidrogenului în procesul unei reacții termonucleare, steaua nu permite forțelor de atracție gravitațională să se comprima într-o stare superdensă, contracarând colapsul gravitațional cu o presiune termică internă continuu reînnoită, rezultând o energie stabilă. echilibru. Se spune că stelele aflate în stadiul de ardere activă a hidrogenului se află în „faza principală” 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 are mai mult combustibil hidrogen, dar pentru a contracara forțele de colaps gravitațional, trebuie să ardă hidrogenul cu o rată 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, conform acestei scale, Soarele nostru aparține „țăranilor mijlocii puternici”.

Totuși, mai devreme sau mai târziu, orice stea va folosi tot hidrogenul disponibil pentru ardere în cuptorul său de fuziune. Ce urmeaza? Depinde și de masa stelei. Soarele (și toate stelele mai mici de opt ori masa sa) își încheie viața într-un mod foarte banal. Pe măsură ce rezervele de hidrogen din interiorul stelei se epuizează, forțele de contracție gravitațională, care au așteptat cu răbdare această oră încă din momentul nașterii stelei, încep să prevaleze - și sub influența lor, steaua începe. sa se micsoreze si sa se condenseze. Acest proces are un dublu efect: temperatura din straturile imediat din jurul miezului stelei se ridică la un nivel la care hidrogenul conținut acolo intră în sfârșit într-o reacție de fuziune cu formarea heliului. În același timp, temperatura din nucleu însuși, care acum constă practic dintr-un heliu, crește atât de mult încât heliul însuși - un fel de „cenușă” a reacției primare de descompunere a nucleosintezei - intră într-o nouă reacție de fuziune termonucleară: una nucleul de carbon este format din trei nuclee de heliu. Acest proces de reacție secundară de fuziune termonucleară, alimentat de produșii reacției primare, este unul dintre momentele cheie din ciclul de viață al stelelor.

În timpul arderii secundare a heliului în miezul unei stele, este eliberată atât de multă energie încât steaua începe să se umfle literalmente. În special, învelișul Soarelui în această etapă a vieții se va extinde dincolo de orbita lui Venus. În acest caz, energia totală de radiație a 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 la roșu. parte a spectrului. Steaua se transformă în gigantul rosu.

Pentru stele precum Soarele, după epuizarea combustibilului care alimentează reacția secundară de nucleosinteză, se instalează din nou stadiul colapsului gravitațional – de data aceasta, cel final. Temperatura din interiorul miezului nu mai poate crește la nivelul necesar pentru a începe următorul nivel de fuziune. Prin urmare, steaua se contractă până când forțele de atracție gravitațională sunt echilibrate de următoarea barieră de forță. În rolul lui este presiunea degenerată a gazului electronic(cm. limita Chandrasekhar). Electronii, care până în această etapă au jucat rolul figuranților șomeri în evoluția unei stele, nu participă la reacțiile de fuziune nucleară și se mișcă liber între nucleele care se află în proces de fuziune, la o anumită etapă de compresie, ei sunt lipsiți de „spațiu de viață” și încep să „reziste” la comprimarea gravitațională ulterioară 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 așteaptă 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 începe următoarele reacții de nucleosinteză - carbon, apoi siliciu, magneziu - și așa mai departe, pe măsură ce masele nucleare cresc. În același timp, la începutul fiecărei noi reacții în miezul stelei, cea anterioară continuă în coaja ei. De fapt, toate elementele chimice, până la fier, care alcătuiesc Universul, s-au format tocmai ca urmare a nucleosintezei în interiorul stelelor muribunde de acest tip. Dar fierul este limita; nu poate servi drept combustibil pentru fuziunea nucleară sau reacțiile de descompunere la orice temperatură și presiune, deoarece atât dezintegrarea sa, cât și adăugarea de nucleoni suplimentari necesită un aflux de energie externă. Ca rezultat, o stea masivă acumulează treptat un nucleu de fier în interiorul ei, incapabil să servească drept combustibil pentru alte reacții nucleare ulterioare.

De îndată 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 durează câteva secunde - electronii liberi de-a lungul evoluției anterioare a stelei se dizolvă literalmente în protonii nucleelor ​​de fier, toată materia nucleului stelei se transformă într-un continuu. grămadă de neutroni și începe să se micșoreze rapid în colapsul gravitațional, deoarece presiunea gazului electron degenerat care i se opune scade la zero. Învelișul exterior al stelei, de sub care orice suport este doborât, se prăbușește spre centru. Energia de coliziune a carcasei exterioare prăbușite cu miezul de neutroni este atât de mare încât sare cu mare viteză și se împrăștie în toate direcțiile de la miez - iar steaua explodează literalmente într-o fulger orbitoare. supernova stele. În câteva secunde, în timpul exploziei unei supernove, poate fi eliberată în spațiu mai multă energie decât toate stelele galaxiei reunite în același timp.

După o explozie a supernovei și expansiunea învelișului în stele cu o masă de aproximativ 10-30 de mase solare, colapsul gravitațional în curs duce la formarea unei stele neutronice, a cărei substanță 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 tu spațiu de locuit. Acest lucru se întâmplă de obicei atunci când steaua atinge o dimensiune de aproximativ 15 km în diametru. Ca rezultat, se formează o stea neutronică care se rotește rapid, care emite impulsuri electromagnetice cu frecvența de rotație a acesteia; se numesc astfel de stele pulsarii.În cele din urmă, dacă masa nucleului unei stele depășește 30 de mase solare, nimic nu poate opri colapsul gravitațional al acesteia și, ca urmare a exploziei unei supernove,

O stea de masă t☼ și raza R pot fi caracterizate prin energia sa potențială E . Potenţial sau energie gravitațională a unei stele se numește munca care trebuie cheltuită pentru a pulveriza materia unei stele la infinit. În schimb, această energie este eliberată atunci când steaua se contractă, adică. pe măsură ce raza acestuia scade. Valoarea acestei energii poate fi calculată folosind formula:

Energia potențială a Soarelui este: E ☼ = 5,9∙10 41 J.

Un studiu teoretic al procesului de contracție gravitațională a unei stele a arătat că steaua radiază aproximativ jumătate din energia sa potențială, în timp ce cealaltă jumătate este cheltuită pentru creșterea temperaturii masei sale la aproximativ zece milioane de kelvin. Este ușor, totuși, să ne asigurăm că Soarele ar fi radiat această energie în 23 de milioane de ani. Așadar, contracția gravitațională poate fi o sursă de energie pentru stele doar în unele etape destul de scurte ale dezvoltării lor.

Teoria fuziunii termonucleare a fost formulată în 1938 de către fizicienii germani Karl Weizsacker și Hans Bethe. Condiția prealabilă pentru aceasta a fost, în primul rând, determinarea în 1918 de către F. Aston (Anglia) a masei atomului de heliu, care este egală cu 3,97 mase ale atomului de hidrogen. , în al doilea rând, identificarea în 1905 a relaţiei dintre greutatea corporală tși energia lui E sub forma formulei lui Einstein:

unde c este viteza luminii, în al treilea rând, descoperirea din 1929 că, datorită efectului de tunel, două particule încărcate egal (doi protoni) se pot apropia la o distanță în care forța de atracție va fi superioară, precum și descoperirea în 1932 a pozitronul e + și neutronul p.

Prima și cea mai eficientă dintre reacțiile de fuziune termonucleară este formarea a patru protoni p ai nucleului atomului de heliu conform schemei:

Ceea ce contează aici este ceea ce se întâmplă aici. defect de masa: masa unui nucleu de heliu este de 4,00389 a.m.u., în timp ce masa a patru protoni este de 4,03252 a.m.u. Folosind formula Einstein, calculăm energia care este eliberată în timpul formării unui nucleu de heliu:

Este ușor de calculat că dacă Soarele în stadiul inițial de dezvoltare ar fi fost format doar din hidrogen, atunci transformarea lui în heliu ar fi suficientă pentru existența Soarelui ca stea cu pierderea actuală de energie de aproximativ 100 de miliarde de ani. De fapt, vorbim despre „burnout” a aproximativ 10% din hidrogen din cel mai adânc interior al stelei, unde temperatura este suficientă pentru reacțiile de fuziune.

Reacțiile de fuziune a heliului pot avea loc în două moduri. Primul se numește ciclu pp, al doilea - Cu NU-ciclu.În ambele cazuri, de două ori în fiecare nucleu de heliu, protonul se transformă într-un neutron conform schemei:

,

Unde V- neutrini.

Tabelul 1 arată timpul mediu al fiecăreia dintre reacțiile de fuziune termonucleară, intervalul în care numărul particulelor inițiale va scădea cu e o singura data.

Tabelul 1. Reacții de sinteză a heliului.

Eficiența reacțiilor de fuziune este caracterizată de puterea sursei, cantitatea de energie care este eliberată pe unitatea de masă a unei substanțe pe unitatea de timp. Din teorie rezultă că

, întrucât . Limită de temperatură T, deasupra căruia se va juca rolul principal nu pp-, A Ciclul CNO, este egal cu 15∙10 6 K. În intestinele Soarelui, rolul principal îl va juca pp- ciclu. Tocmai pentru că prima dintre reacțiile sale are un timp caracteristic foarte lung (14 miliarde de ani), Soarele și stelele similare trec prin calea lor evolutivă timp de aproximativ zece miliarde de ani. Pentru stele albe mai masive, acest timp este de zeci și sute de ori mai scurt, deoarece timpul caracteristic al reacțiilor principale este mult mai scurt CNO- ciclu.

Dacă temperatura din interiorul unei stele, după epuizarea hidrogenului de acolo, ajunge la sute de milioane de kelvin, iar acest lucru este posibil pentru stelele cu o masă t>1,2m ☼ , atunci reacția de transformare a heliului în carbon devine sursa de energie conform schemei:

. Calculul arată că steaua va epuiza rezervele de heliu în aproximativ 10 milioane de ani. Dacă masa sa este suficient de mare, nucleul continuă să se micșoreze, iar la temperaturi de peste 500 de milioane de grade, reacțiile de fuziune ale nucleelor ​​atomice mai complexe devin posibile conform schemei:

La temperaturi mai ridicate, au loc următoarele reacții:

etc. până la formarea nucleelor ​​de fier. Acestea sunt reacții exotermic, ca urmare a cursului lor, energia este eliberată.

După cum știm, energia pe care o stea o iradiază în spațiul înconjurător este eliberată în interiorul său și se infiltrează treptat la suprafața stelei. Acest transfer de energie prin grosimea materiei stelei poate fi realizat prin două mecanisme: transfer radiant sau convecție.

În primul caz, vorbim despre absorbția și reemisia multiplă a cuantelor. De fapt, cu fiecare astfel de act, divizarea cuantelor are loc, prin urmare, în loc de γ-quante dure care apar în timpul fuziunii termonucleare în intestinele unei stele, milioane de cuante cu energie scăzută ajung la suprafața acesteia. În acest caz, legea conservării energiei este îndeplinită.

În teoria transferului de energie este introdus conceptul lungimii drumului liber al unui cuantum de o anumită frecvență υ. Este ușor de observat că, în condițiile atmosferelor stelare, lungimea căii libere a unui cuantum nu depășește câțiva centimetri. Iar timpul de scurgere a cuantelor de energie din centrul unei stele la suprafața ei este măsurat în milioane de ani.Cu toate acestea, în interiorul stelelor pot apărea condiții în care un astfel de echilibru radiant este încălcat. În mod similar, apa se comportă într-un vas care este încălzit de jos. Pentru un anumit timp, lichidul se află într-o stare de echilibru aici, deoarece molecula, după ce a primit un exces de energie direct din fundul vasului, reușește să transfere o parte din energie din cauza ciocnirilor altor molecule care sunt mai înalte. Astfel, în vas se stabilește un anumit gradient de temperatură de la fundul său până la marginea superioară. Cu toate acestea, în timp, viteza cu care moleculele pot transfera energie în sus prin ciocniri devine mai mică decât rata transferului de căldură de jos. Are loc fierberea - transferul de căldură prin mișcarea directă a unei substanțe.

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

pitice albe

Pentru stelele cu mase de până la aproximativ 10 MC, miezul cântărește mai puțin de 1,5 MC. După terminarea reacțiilor termonucleare, presiunea radiației se oprește, iar nucleul începe să se micșoreze sub influența gravitației. Este comprimat până când presiunea gazului electron degenerat, datorită principiului Pauli, începe să interfereze. Straturile exterioare se revarsă și se disipează, formând o nebuloasă planetară. Prima astfel de nebuloasă a fost descoperită de astronomul francez Charles Messier în 1764 și catalogată ca M27.
Ceea ce a ieșit din miez se numește pitică albă. Piticele albe au o densitate mai mare de 10 7 g/cm 3 și o temperatură la suprafață de aproximativ 10 4 K. Luminozitatea este cu 2-4 ordine de mărime mai mică decât cea a Soarelui. Fuziunea termonucleara nu are loc in ea, toata energia emisa de acesta s-a acumulat mai devreme.Astfel, piticele albe se racesc incet si inceteaza sa fie vizibile.
O pitică albă mai are șansa de a fi activă dacă face parte dintr-o stea binară și atrage masa unui însoțitor asupra ei (de exemplu, însoțitorul a devenit o gigantă roșie și și-a umplut întregul lob Roche cu masa sa). În acest caz, fie sinteza hidrogenului poate începe în ciclul CNO cu ajutorul carbonului conținut în pitica albă, terminându-se 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 dezintegrare 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 la lumina zilei. Prima supernovă a fost înregistrată de astronomii chinezi în anul 185 d.Hr. În prezent, câteva sute de focare sunt înregistrate pe an.
Steaua de neutroni rezultată are o densitate ρ ~ 10 14 − 10 15 g/cm 3 . Conservarea momentului unghiular în timpul contracției stelei duce la perioade de revoluție foarte scurte, de obicei în intervalul de la 1 la 1000 ms. Pentru vedetele obișnuite, astfel de perioade sunt imposibile, pentru că Gravitația lor nu va putea contracara forțele centrifuge ale unei astfel de rotații. O stea neutronică are un câmp magnetic foarte mare, atingând 10 12 -10 13 gauss la suprafață, ceea ce are ca rezultat o radiație electromagnetică puternică. O axă magnetică care nu coincide cu axa de rotație duce la faptul că o stea neutronică trimite impulsuri de radiație periodice (cu o perioadă de rotație) 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:

Efectul acestui proces asupra masei majorității găurilor negre este neglijabil în comparație cu energia pe care o primesc chiar și de la CMB. Excepție fac găurile negre microscopice relicve, care s-ar fi putut forma în primele etape ale evoluției Universului. Dimensiunile mici accelerează procesul de evaporare și încetinesc procesul de câștig de masă. Ultimele etape de evaporare a unor astfel de găuri negre trebuie să se încheie cu o explozie. Nu au fost înregistrate vreodată explozii care să corespundă descrierii.
Materia care cade într-o gaură neagră se încălzește și devine o sursă de raze X, care servește drept semn indirect al prezenței unei găuri negre. Când materia cu un moment unghiular mare cade într-o gaură neagră, formează un disc de acreție rotativ în jurul ei, în care particulele pierd energie și moment unghiular înainte de a cădea în gaura neagră. În cazul unei găuri negre supermasive, există două direcții distincte de-a lungul axei discului, în care presiunea radiației emise și efectele electromagnetice accelerează particulele scoase din 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.

Ca orice corp din natură, stelele nu pot rămâne neschimbate. Ei se nasc, se dezvoltă și în cele din urmă „mor”. Evoluția stelelor durează miliarde de ani, dar există dispute cu privire la momentul formării lor. Anterior, astronomii credeau că procesul de „naștere” lor din praful de stele a necesitat milioane de ani, dar nu cu mult timp în urmă au fost obținute fotografii ale unei regiuni a cerului din compoziția Marii Nebuloase Orion. În câțiva ani a fost un mic

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

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

În mod tradițional, oamenii de știință presupun că stelele se formează ca urmare a condensării norilor dintr-un mediu gaz-praf. Sub acțiunea forțelor gravitaționale, din norii formați se formează o minge de gaz opac, densă ca structură. Presiunea sa internă nu poate echilibra forțele gravitaționale care o comprimă. Treptat, mingea se micșorează atât de mult încât temperatura interiorului stelar crește, iar presiunea gazului fierbinte din interiorul bilei echilibrează forțele externe. După aceea, compresia se oprește. Durata acestui proces depinde de masa stelei și de obicei variază de la două până la câteva sute de milioane de ani.

Structura stelelor presupune o temperatură foarte ridicată în adâncimea lor, ceea ce contribuie la procese termonucleare continue (hidrogenul care le formează se transformă în heliu). Aceste procese sunt cauza radiației intense a stelelor. Timpul pentru care consumă cantitatea disponibilă de hidrogen este determinat de masa lor. De aceasta depinde și durata radiației.

Când rezervele de hidrogen sunt epuizate, evoluția stelelor se apropie de stadiul de formare.Acest lucru se întâmplă în felul următor. După încetarea eliberării de energie, forțele gravitaționale încep să comprime nucleul. În acest caz, steaua crește semnificativ în dimensiune. Luminozitatea crește, de asemenea, pe măsură ce procesul continuă, dar numai într-un strat subțire la limita miezului.

Acest proces este însoțit de o creștere a temperaturii miezului de heliu care se micșorează și de transformarea nucleelor ​​de heliu în nuclee de carbon.

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

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

Evoluția stelelor se termină cu formarea.Aceasta se întâmplă cu acelea dintre ele a căror masă este apropiată de masa Soarelui, adică. nu depășește 1,2 din acesta.

Stelele gigantice tind să-și epuizeze rapid rezerva de combustibil nuclear. Acest lucru este însoțit de o pierdere semnificativă de masă, în special din cauza vărsării învelișurilor exterioare. Ca urmare, rămâne doar o parte centrală care se răcește treptat, în care reacțiile nucleare au încetat complet. În timp, astfel de stele își opresc radiația și devin invizibile.

Dar uneori evoluția și structura normală a stelelor sunt perturbate. Cel mai adesea, aceasta se referă la obiecte masive care au epuizat toate tipurile de combustibil termonuclear. Apoi, ele pot fi convertite în neutroni, sau și cu cât oamenii de știință învață mai mulți despre aceste obiecte, cu atât mai multe întrebări noi apar.

Ciclul de viață al stelelor

O stea obișnuită eliberează energie transformând hidrogenul în heliu într-un cuptor nuclear situat în miezul său. După ce steaua folosește hidrogenul din centru, începe să se ardă în coaja stelei, care crește în dimensiune și se umflă. Dimensiunea stelei crește, temperatura ei scade. Acest proces dă naștere la giganți roșii și supergiganți. Durata de viață a fiecărei stele este determinată de masa sa. Stele masive își încheie ciclurile de viață cu o explozie. Stele precum Soarele se micșorează pentru a deveni pitice albe dense. În procesul de transformare dintr-o gigantă roșie într-o pitică albă, o stea își poate arunca straturile exterioare ca o înveliș gazos ușor, expunând miezul.

Din cartea OMUL SI SUFLETUL LUI. Viața în corpul fizic și în lumea astrală autorul Ivanov Yu M

Din cartea Marea Enciclopedie Sovietică (GI) a autorului TSB

Din cartea Călători autor Dorojkin Nikolay

Din cartea Economie imobiliară autor Burkhanova Natalia

Drum de viață dificil Atitudinea oamenilor de știință noștri față de Sven Hedin a suferit schimbări semnificative. Motivele stau atât în ​​caracterul lui Hedin însuși, cât și în situațiile politice ale vremii sale. Din tinerețe, cunoașterea limbii ruse și simțirea simpatiei pentru Rusia și ea

Din cartea Finance: Cheat Sheet autor autor necunoscut

4. Ciclul de viață al obiectelor imobiliare Deoarece obiectele imobiliare suferă modificări economice, fizice, juridice pe parcursul existenței lor, orice imobil (cu excepția terenului) parcurge următoarele etape

Din cartea Totul despre tot. Volumul 5 autorul Likum Arkady

47. IMPACTUL FINANȚĂRII ASUPRA STANDARDULUI DE TRAI ALE POPULAȚIEI

Din cartea Comportament organizațional: Cheat Sheet autor autor necunoscut

Este departe de stele? Există stele în univers care sunt atât de departe de noi încât nici nu avem capacitatea de a le cunoaște distanța sau de a le stabili numărul. Dar cât de departe este cea mai apropiată stea de Pământ? Distanța de la Pământ la Soare este de 150.000.000 de kilometri. De când lumina

Din cartea Marketing: Cheat Sheet autor autor necunoscut

50. CICLUL DE VIAȚĂ AL ORGANIZĂRII Conceptul de ciclu de viață al unei organizații este larg răspândit – modificările acesteia cu o anumită succesiune de stări atunci când interacționează cu mediul. Există anumite etape prin care trec organizațiile și

Din cartea Biologie [Un ghid complet pentru pregătirea pentru examen] autor Lerner Georgy Isaakovich

45. CICLUL DE VIAȚĂ AL UNUI PRODUS Ciclul de viață al unui produs este modificarea vânzărilor și a profiturilor pe parcursul vieții sale. Produsul are o etapă de origine, creștere, maturitate și un final – „moarte”, plecare.1. Etapa „dezvoltare și lansare pe piață”. Aceasta este o perioadă de investiții în marketing

Din cartea celor 200 de otrăviri celebre autorul Antsyshkin Igor

2.7. Celula este unitatea genetică a viețuitoarelor. Cromozomii, structura lor (forma și dimensiunea) și funcțiile. Numărul de cromozomi și constanța speciei lor. Caracteristicile celulelor somatice și germinale. Ciclul de viață al celulei: interfaza și mitoza. Mitoza este diviziunea celulelor somatice. Meioză. faze

Din cartea A Quick Reference Book of Necessary Knowledge autor Cernyavski Andrei Vladimirovici

4.5.1. Ciclul de viață al algelor Diviziunea algelor verzi include plante coloniale unicelulare și multicelulare. Există aproximativ 13 mii de specii în total. Chlamydomonas, chlorella sunt unicelulare. Coloniile sunt formate din celule volvox și pandorina. La multicelular

Din cartea Astrolog popular autor Shalashnikov Igor

VICTIMELE stelelor Matematicianul italian Cardano a fost un filosof, un medic și un astrolog. La început s-a angajat exclusiv în medicină, dar din 1534 a fost profesor de matematică la Milano și Bologna; totusi, pentru a-si mari veniturile modeste, profesorul nu a plecat

Din cartea Cel mai nou dicționar filozofic autor Gritsanov Alexandru Alekseevici

25 de stele cele mai apropiate mV - magnitudinea vizuală; r este distanța până la stea, pc; L este luminozitatea (puterea de radiație) a stelei, exprimată în unități de luminozitate a Soarelui (3,86–1026

Din cartea cunosc lumea. Viruși și boli autorul Chirkov S. N.

Tipuri de stele În comparație cu alte stele din Univers, Soarele este o stea pitică și aparține categoriei stelelor normale, în adâncurile cărora hidrogenul este transformat în heliu. Într-un fel sau altul, dar tipurile de stele descriu aproximativ ciclul de viață al uneia separat

Din cartea autorului

„LUMEA VIEȚII” (Lebenswelt) este unul dintre conceptele centrale ale fenomenologiei târzii a lui Husserl, formulat de acesta ca urmare a depășirii orizontului îngust al unei metode strict fenomenologice prin abordarea problemelor conexiunilor lumii ale conștiinței. O astfel de includere a „globalului”

Din cartea autorului

Ciclul de viață al unui virus Fiecare virus intră într-o celulă în felul său unic. După ce a pătruns, trebuie în primul rând să-și dezbrace îmbrăcămintea exterioară pentru a-și expune, cel puțin parțial, acidul nucleic și a începe să-l copieze.Activitatea virusului este bine organizată.