Evoluția stelelor de masă mare pe scurt. Viața stelelor. Stele tinere de masă mică
Prima parte ASPECT ASTRONOMIC AL PROBLEMEI
4. Evoluția stelelor Astronomia modernă are un număr mare de argumente în favoarea afirmației conform căreia stelele se formează prin condensarea norilor de gaz și praf din mediul interstelar. Procesul de formare a stelelor din acest mediu continuă în prezent. Clarificarea acestei circumstanțe este una dintre cele mai mari realizări ale astronomiei moderne. Până de curând, se credea că toate stelele s-au format aproape simultan cu multe miliarde de ani în urmă. Prăbușirea acestor idei metafizice a fost facilitată, în primul rând, de progresul astronomiei observaționale și de dezvoltarea teoriei structurii și evoluției stelelor. Drept urmare, a devenit clar că multe dintre stelele observate sunt obiecte relativ tinere, iar unele dintre ele au apărut când exista deja o persoană pe Pământ. Un argument important în favoarea concluziei că stelele se formează din mediul interstelar de gaz și praf este localizarea unor grupuri de stele evident tinere (așa-numitele „asocieri”) în brațele spirale ale Galaxiei. Cert este că, conform observațiilor radioastronomice, gazul interstelar este concentrat în principal în brațele spiralate ale galaxiilor. În special, acesta este cazul și în Galaxia noastră. Mai mult, din „imagini radio” detaliate ale unor galaxii apropiate de noi, rezultă că cea mai mare densitate de gaz interstelar se observă la marginile interioare (în raport cu centrul galaxiei corespunzătoare) ale spiralei, ceea ce găsește o explicație naturală. , asupra cărora nu ne putem opri aici detaliile. Dar tocmai în aceste părți ale spiralelor sunt folosite metodele astronomiei optice pentru a observa „zonele HII”, adică nori de gaz interstelar ionizat. În cap. 3 s-a spus deja că singurul motiv al ionizării unor astfel de nori poate fi radiația ultravioletă a stelelor fierbinți masive - în mod evident obiecte tinere (vezi mai jos). În centrul problemei evoluției stelelor este problema surselor de energie a acestora. Într-adevăr, de unde provine, de exemplu, cantitatea uriașă de energie necesară pentru a menține radiația solară la aproximativ nivelul observat timp de câteva miliarde de ani? În fiecare secundă Soarele emite 4x10 33 ergi, iar timp de 3 miliarde de ani a radiat 4x10 50 ergi. Nu există nicio îndoială că vârsta Soarelui este de aproximativ 5 miliarde de ani. Aceasta rezultă cel puțin din estimările moderne ale vârstei Pământului prin diferite metode radioactive. Este puțin probabil ca Soarele să fie „mai tânăr” decât Pământul. În secolul trecut și la începutul acestui secol s-au propus diverse ipoteze despre natura surselor de energie ale Soarelui și stelelor. Unii oameni de știință, de exemplu, credeau că sursa energiei solare este căderea continuă a meteoroizilor pe suprafața sa, alții căutau o sursă în comprimarea continuă a Soarelui. Energia potențială eliberată în timpul unui astfel de proces ar putea, în anumite condiții, să fie convertită în radiație. După cum vom vedea mai jos, această sursă poate fi destul de eficientă într-un stadiu incipient al evoluției unei stele, dar nu poate furniza radiații de la Soare pentru timpul necesar. Progresele în fizica nucleară au făcut posibilă rezolvarea problemei surselor de energie stelară încă de la sfârșitul anilor treizeci ai secolului nostru. O astfel de sursă este reacțiile de fuziune termonucleară care au loc în interiorul stelelor la o temperatură foarte ridicată care predomină acolo (de ordinul a zece milioane Kelvin). Ca urmare a acestor reacții, a căror viteză depinde puternic de temperatură, protonii sunt transformați în nuclee de heliu, iar energia eliberată „se scurge” încet prin interioarele stelelor și, în cele din urmă, transformată semnificativ, este radiată în spațiul mondial. Aceasta este o sursă excepțional de puternică. Dacă presupunem că inițial Soarele era format doar din hidrogen, care, ca urmare a reacțiilor termonucleare, s-a transformat complet în heliu, atunci cantitatea de energie eliberată va fi de aproximativ 10 52 erg. Astfel, pentru a menține radiația la nivelul observat timp de miliarde de ani, este suficient ca Soarele să „utilizeze” nu mai mult de 10% din rezerva sa inițială de hidrogen. Acum putem prezenta o imagine a evoluției unei stele, după cum urmează. Din anumite motive (mai multe dintre ele pot fi specificate), un nor al mediului interstelar de gaz și praf a început să se condenseze. Destul de curând (desigur, la scară astronomică!) sub influența forțelor gravitaționale universale, din acest nor se formează o minge de gaz relativ densă, opac. Strict vorbind, această minge nu poate fi încă numită stea, deoarece în regiunile sale centrale temperatura este insuficientă pentru a începe reacțiile termonucleare. Presiunea gazului din interiorul mingii nu este încă capabilă să echilibreze forțele de atracție ale părților sale individuale, așa că va fi comprimat continuu. Unii astronomi obișnuiau să creadă că astfel de „protostele” sunt observate în nebuloase individuale sub formă de formațiuni compacte foarte întunecate, așa-numitele globule (Fig. 12). Progresele în radioastronomie ne-au forțat însă să renunțăm la acest punct de vedere destul de naiv (vezi mai jos). De obicei, nu se formează o singură protostea în același timp, ci un grup mai mult sau mai puțin numeros dintre ele. În viitor, aceste grupuri devin asociații și clustere stelare, bine cunoscute astronomilor. Este foarte probabil ca în această etapă foarte timpurie a evoluției unei stele, în jurul ei să se formeze aglomerații cu o masă mai mică, care apoi se transformă treptat în planete (vezi Fig. cap. nouă).Orez. 12. Globuli într-o nebuloasă de difuzie
Când o protostea se contractă, temperatura acesteia crește și o parte semnificativă din energia potențială eliberată este radiată în spațiul înconjurător. Deoarece dimensiunile sferei de gaz care se contractă sunt foarte mari, radiația de la o unitate a suprafeței sale va fi neglijabilă. Deoarece fluxul de radiație de la o unitate de suprafață este proporțional cu a patra putere a temperaturii (legea Stefan-Boltzmann), temperatura straturilor de suprafață ale stelei este relativ scăzută, în timp ce luminozitatea sa este aproape aceeași cu cea a unei stele obișnuite. cu aceeași masă. Prin urmare, pe diagrama „spectru - luminozitate”, astfel de stele vor fi situate în dreapta secvenței principale, adică vor cădea în regiunea giganților roșii sau a piticelor roșii, în funcție de valorile maselor lor inițiale. În viitor, protostarul continuă să se micșoreze. Dimensiunile sale devin mai mici, iar temperatura suprafeței crește, drept urmare spectrul devine din ce în ce mai „devreme”. Astfel, deplasându-se de-a lungul diagramei „spectru - luminozitate”, protostarul „se așează” destul de repede pe secvența principală. În această perioadă, temperatura interiorului stelar este deja suficientă pentru ca acolo să înceapă reacțiile termonucleare. În același timp, presiunea gazului din interiorul viitoarei stele echilibrează atracția și bila de gaz încetează să se mai micșoreze. Protostarul devine o stea. Este nevoie de relativ puțin timp pentru ca protostele să treacă prin această etapă foarte timpurie a evoluției lor. Dacă, de exemplu, masa protostelei este mai mare decât masa solară, sunt necesare doar câteva milioane de ani; dacă este mai mică, câteva sute de milioane de ani. Deoarece timpul de evoluție al protostelelor este relativ scurt, este dificil de detectat această fază timpurie a dezvoltării unei stele. Cu toate acestea, stele în această etapă, aparent, sunt observate. Vorbim despre stele T Tauri foarte interesante, de obicei scufundate în nebuloase întunecate. În 1966, în mod destul de neașteptat, a devenit posibilă observarea protostelelor în stadiile incipiente ale evoluției lor. Am menționat deja în al treilea capitol al acestei cărți descoperirea prin radioastronomie a unui număr de molecule în mediul interstelar, în primul rând hidroxil OH și vapori de apă H2O. Mare a fost surpriza radioastronomilor când, la sondarea cerului la o lungime de undă de 18 cm, corespunzătoare liniei radio OH, au fost descoperite surse luminoase, extrem de compacte (adică având dimensiuni unghiulare mici). Acest lucru a fost atât de neașteptat încât la început au refuzat chiar să creadă că astfel de linii radio luminoase ar putea aparține unei molecule de hidroxil. S-a emis ipoteza că aceste linii aparțineau unei substanțe necunoscute, căreia i s-a dat imediat numele „corespunzător” „mysterium”. Cu toate acestea, „mysterium” a împărtășit foarte curând soarta „fraților” săi optici - „nebulium” și „coronia”. Faptul este că, timp de multe decenii, liniile luminoase ale nebuloaselor și ale coroanei solare nu au putut fi identificate cu nicio linii spectrale cunoscute. Prin urmare, acestea au fost atribuite unor elemente ipotetice, necunoscute pe pământ - „nebulium” și „coronia”. Să nu zâmbim condescendent de ignoranța astronomilor de la începutul secolului nostru: până la urmă, atunci nu exista nicio teorie a atomului! Dezvoltarea fizicii nu a lăsat loc pentru „cerești” exotice în sistemul periodic al lui Mendeleev: în 1927, „nebulium” a fost dezmințit, ale cărui linii au fost identificate cu deplină fiabilitate cu liniile „interzise” de oxigen și azot ionizat, iar în 1939 -1941. . s-a demonstrat în mod convingător că liniile misterioase „coroniu” aparțin atomilor ionizați multiplicați de fier, nichel și calciu. Dacă a fost nevoie de zeci de ani pentru a „demonta” „nebuliul” și „codoniul”, atunci în câteva săptămâni de la descoperire a devenit clar că liniile de „misteriu” aparțin hidroxilului obișnuit, dar numai în condiții neobișnuite. Observații ulterioare, în primul rând, au relevat faptul că sursele „misterului” au dimensiuni unghiulare extrem de mici. Acest lucru a fost demonstrat cu ajutorul unei metode de cercetare încă noi, foarte eficiente, numită „interferometrie radio de bază foarte lungă”. Esența metodei se reduce la observarea simultană a surselor pe două radiotelescoape separate unul de celălalt la o distanță de câteva mii de km. După cum se dovedește, rezoluția unghiulară în acest caz este determinată de raportul dintre lungimea de undă și distanța dintre radiotelescoape. În cazul nostru, această valoare poate fi ~3x10 -8 rad sau câteva miimi de secundă de arc! Rețineți că în astronomia optică o astfel de rezoluție unghiulară este încă complet de neatins. Astfel de observații au arătat că există cel puțin trei clase de surse „mysterium”. Vom fi interesați de sursele de clasa 1 aici. Toate sunt situate în interiorul nebuloaselor ionizate gazoase, de exemplu, în celebra Nebuloasă Orion. După cum am menționat deja, dimensiunile lor sunt extrem de mici, de multe mii de ori mai mici decât dimensiunile nebuloasei. Cel mai interesant este că au o structură spațială complexă. Luați în considerare, de exemplu, o sursă situată într-o nebuloasă numită W3.
Orez. 13. Profilele celor patru componente ale liniei hidroxil
Pe fig. Figura 13 prezintă profilul liniei OH emisă de această sursă. După cum puteți vedea, constă dintr-un număr mare de linii luminoase înguste. Fiecare linie corespunde unei anumite viteze de mișcare de-a lungul liniei de vedere a norului care emite această linie. Valoarea acestei viteze este determinată de efectul Doppler. Diferența de viteze (de-a lungul liniei de vedere) între diferiți nori ajunge la ~10 km/s. Observațiile interferometrice menționate mai sus au arătat că norii care emit fiecare linie nu coincid spațial. Imaginea este următoarea: într-o zonă de aproximativ 1,5 secunde, arcurile se mișcă cu viteze diferite aproximativ 10 nori compacti. Fiecare nor emite o linie specifică (după frecvență). Dimensiunile unghiulare ale norilor sunt foarte mici, de ordinul a câteva miimi de secundă de arc. Deoarece distanța până la nebuloasa W3 este cunoscută (aproximativ 2000 pc), dimensiunile unghiulare pot fi ușor convertite în unele liniare. Rezultă că dimensiunile liniare ale regiunii în care se mișcă norii sunt de ordinul a 10 -2 pc, iar dimensiunile fiecărui nor sunt doar cu un ordin de mărime mai mari decât distanța de la Pământ la Soare. Apar întrebări: ce sunt acești nori și de ce radiază atât de puternic în liniile radio hidroxil? La a doua întrebare s-a răspuns destul de repede. S-a dovedit că mecanismul de emisie este destul de similar cu cel observat la masere și lasere de laborator. Deci, sursele „misterului” sunt masere cosmice gigantice, naturale, care operează pe o undă a liniei hidroxil, a cărei lungime este de 18 cm. După cum se știe, amplificarea radiației în linii datorită acestui efect este posibilă atunci când mediul în care se propagă radiația este „activat” într-un fel. Aceasta înseamnă că o sursă de energie „exterioară” (așa-numita „pompare”) face ca concentrația de atomi sau molecule la nivelul inițial (superior) să fie anormal de mare. Un maser sau un laser nu este posibil fără o „pompă” permanentă. Problema naturii mecanismului de „pompare” pentru maserii cosmici nu a fost încă rezolvată definitiv. Cu toate acestea, radiația infraroșie destul de puternică este cel mai probabil să fie folosită ca „pompare”. Un alt mecanism posibil de „pompare” poate fi o reacție chimică. Merită să întrerupem povestea noastră despre maserii cosmici pentru a lua în considerare fenomenele uimitoare pe care le întâlnesc astronomii în spațiu. Una dintre cele mai mari invenții tehnice ale epocii noastre tulburi, care joacă un rol semnificativ în revoluția științifică și tehnologică pe care o trăim acum, se realizează cu ușurință în condiții naturale și, în plus, la scară enormă! Fluxul de emisie radio de la unele masere cosmice este atât de mare încât ar fi putut fi detectat chiar și la nivel tehnic al radioastronomiei în urmă cu 35 de ani, adică chiar înainte de inventarea maserelor și laserelor! Pentru a face acest lucru, a fost necesar „doar” să cunoaștem lungimea de undă exactă a legăturii radio OH și să devină interesat de problemă. Apropo, acesta nu este primul caz în care cele mai importante probleme științifice și tehnice cu care se confruntă omenirea sunt realizate în condiții naturale. Reacțiile termonucleare care susțin radiația Soarelui și a stelelor (vezi mai jos) au stimulat dezvoltarea și implementarea proiectelor de obținere a „combustibilului” nuclear pe Pământ, care ar trebui să rezolve toate problemele noastre energetice în viitor. Din păcate, suntem încă departe de a rezolva această sarcină cea mai importantă, pe care natura a rezolvat-o „cu ușurință”. În urmă cu un secol și jumătate, Fresnel, fondatorul teoriei ondulatorii a luminii, remarca (cu altă ocazie, bineînțeles): „Natura râde de dificultățile noastre”. După cum puteți vedea, remarca lui Fresnel este și mai adevărată astăzi. Să revenim, totuși, la maserii cosmici. Deși mecanismul de „pompare” a acestor masere nu este încă pe deplin clar, încă se poate face o idee aproximativă a condițiilor fizice din nori care emit linia de 18 cm de către mecanismul maser. În primul rând, se dovedește că acestea norii sunt destul de denși: într-un centimetru cub există cel puțin 10 8 -10 9 particule, iar o parte semnificativă (și poate o mare) dintre ele sunt molecule. Este puțin probabil ca temperatura să depășească două mii Kelvin, cel mai probabil este de aproximativ 1000 Kelvin. Aceste proprietăți diferă mult de cele ale celor mai denși nori de gaz interstelar. Având în vedere dimensiunea încă relativ mică a norilor, ajungem involuntar la concluzia că ei seamănă mai degrabă cu atmosferele extinse, destul de reci, ale stelelor supergigant. Este foarte probabil ca acești nori să nu fie altceva decât o etapă incipientă în dezvoltarea protostelelor, imediat după condensarea lor din mediul interstelar. Alte fapte vorbesc în favoarea acestei afirmații (pe care autorul acestei cărți a făcut-o încă din 1966). În nebuloasele în care se observă masere cosmice, sunt vizibile stele tinere fierbinți (vezi mai jos). În consecință, procesul de formare a stelelor s-a încheiat recent acolo și, cel mai probabil, continuă și în prezent. Poate cel mai curios lucru este că, după cum arată observațiile radioastronomice, maserii spațiali de acest tip sunt, parcă, „cufundați” în nori mici și foarte denși de hidrogen ionizat. Acești nori conțin mult praf cosmic, ceea ce îi face inobservabili în domeniul optic. Astfel de „coconi” sunt ionizați de o stea tânără și fierbinte în interiorul lor. În studiul proceselor de formare a stelelor, astronomia în infraroșu s-a dovedit a fi foarte utilă. Într-adevăr, pentru razele infraroșii, absorbția interstelară a luminii nu este atât de semnificativă. Ne putem imagina acum următoarea poză: din norul mediului interstelar, prin condensarea acestuia, se formează mai multe cheaguri de mase diferite, evoluând în protostele. Rata de evoluție este diferită: pentru aglomerări mai masive va fi mai mare (vezi Tabelul 2 de mai jos). Prin urmare, cel mai masiv grup se va transforma mai întâi într-o stea fierbinte, în timp ce restul va persista mai mult sau mai puțin în stadiul de protostar. Le observăm ca surse de radiație maser în imediata apropiere a unei stele fierbinți „nou-născute”, care ionizează hidrogenul „cocon” care nu s-a condensat în aglomerări. Desigur, această schemă brută va fi rafinată în viitor și, desigur, vor fi aduse modificări semnificative. Dar adevărul rămâne: s-a dovedit în mod neașteptat că de ceva timp (cel mai probabil un timp relativ scurt) protostelele nou-născute, la figurat vorbind, „țipă” despre nașterea lor, folosind cele mai recente metode de radiofizică cuantică (adică masere) ... După 2 ani de la descoperirea maserelor hidroxil cosmice (linia 18 cm) - s-a constatat că aceleași surse emit simultan (tot printr-un mecanism maser) o linie de vapori de apă, a cărei lungime de undă este de 1,35 cm. Intensitatea „apei”. „maserul este chiar mai mare decât cel al „hidroxilului”. Norii care emit linia H2O, deși se află în același volum mic ca norii „hidroxil”, se mișcă cu viteze diferite și sunt mult mai compacti. Nu poate fi exclus ca în viitorul apropiat să fie descoperite și alte linii maser*. Astfel, în mod destul de neașteptat, radioastronomia a transformat problema clasică a formării stelelor într-o ramură a astronomiei observaționale**. Odată ajunsă în secvența principală și încetând să se mai micșoreze, steaua radiază mult timp practic fără să-și schimbe poziția pe diagrama „spectr – luminozitate”. Radiația sa este susținută de reacții termonucleare care au loc în regiunile centrale. Astfel, secvența principală este, așa cum ar fi, locul punctelor din diagrama „spectru - luminozitate”, unde o stea (în funcție de masa sa) poate radia timp îndelungat și în mod constant datorită reacțiilor termonucleare. Poziția unei stele pe secvența principală este determinată de masa sa. Trebuie remarcat faptul că mai există un parametru care determină poziția stelei radiante de echilibru pe diagrama „spectru-luminozitate”. Acest parametru este compoziția chimică inițială a stelei. Dacă abundența relativă a elementelor grele scade, steaua va „cădea” în diagrama de mai jos. Această împrejurare explică prezența unei secvențe de subpitici. După cum am menționat mai sus, abundența relativă a elementelor grele în aceste stele este de zeci de ori mai mică decât în stelele din secvența principală. Timpul de rezidență al unei stele pe secvența principală este determinat de masa sa inițială. Dacă masa este mare, radiația stelei are o putere uriașă și își consumă rapid rezervele de „combustibil” de hidrogen. Deci, de exemplu, stelele din secvența principală cu o masă de câteva zeci de ori mai mare decât masa solară (acestea sunt giganți albaștri fierbinți de tip spectral O) pot radia constant, fiind pe această secvență de doar câteva milioane de ani, în timp ce stelele cu o masă apropiată de cea solară, sunt pe secvența principală 10-15 miliarde de ani. Tabelul de mai jos. 2, care oferă durata calculată a contracției gravitaționale și rămâne pe secvența principală pentru stele de diferite tipuri spectrale. Același tabel arată masele, razele și luminozitățile stelelor în unități solare.
masa 2
| ani | |||||
|
Clasa spectrală |
Luminozitate |
contracție gravitațională |
rămânând pe secvența principală | ||
|
G2 (soare) |
|||||
Orez. 14. Urme evolutive pentru stele de diferite mase pe diagrama „luminozitate-temperatura”.
Orez. 15. Diagrama Hertzsprung-Russell pentru clusterul stelar NGC 2254
Orez. 16. Diagrama Hertzsprung-Russell pentru clusterul globular M 3. Pe axa verticală - mărime relativă
Diagrama corespunzătoare arată în mod clar întreaga secvență principală, inclusiv partea din stânga sus, unde sunt situate stelele fierbinți masive (indicatorul de culoare - 0,2 corespunde unei temperaturi de 20 mii K, adică spectrul de clasă B). Clusterul globular M3 este un obiect „vechi”. Se vede clar că aproape nu există stele în partea superioară a secvenței principale a diagramei construite pentru acest cluster. Pe de altă parte, ramura gigant roșie a lui M 3 este foarte bogată, în timp ce NGC 2254 are foarte puține giganți roșii. Acest lucru este de înțeles: în vechiul cluster M 3, un număr mare de stele au „depărtat” deja din secvența principală, în timp ce în grupul tânăr NGC 2254 acest lucru s-a întâmplat doar cu un număr mic de stele relativ masive, cu evoluție rapidă. Este de remarcat faptul că ramura gigantică pentru M 3 urcă destul de abrupt, în timp ce pentru NGC 2254 este aproape orizontală. Din punct de vedere al teoriei, acest lucru poate fi explicat printr-o abundență semnificativ mai mică de elemente grele în M 3. Într-adevăr, în stelele clusterelor globulare (precum și în alte stele care se concentrează nu atât spre planul galactic). ca spre centrul galactic), abundența relativă a elementelor grele este nesemnificativă. Pe diagrama „indice de culoare - luminozitate” pentru M 3 este vizibilă încă o ramură aproape orizontală. Nu există nicio ramură similară în diagrama construită pentru NGC 2254. Teoria explică apariția acestei ramuri după cum urmează. După ce temperatura nucleului dens de heliu care se micșorează al unei stele - o gigantă roșie - atinge 100-150 milioane K, acolo va începe o nouă reacție nucleară. Această reacție constă în formarea unui nucleu de carbon din trei nuclee de heliu. De îndată ce începe această reacție, contracția nucleului se va opri. Ulterior, straturile de suprafață
stelele își cresc temperatura și steaua din diagrama „spectr – luminozitate” se va deplasa spre stânga. Din astfel de stele se formează a treia ramură orizontală a diagramei pentru M 3.
Orez. 17. Diagrama rezumativă Hertzsprung-Russell pentru 11 grupuri de stele
Pe fig. Figura 17 prezintă schematic o diagramă sumară culoare-luminozitate pentru 11 clustere, dintre care două (M 3 și M 92) sunt globulare. Se vede clar modul în care secvențele principale „se îndoaie” la dreapta și în sus în diferite clustere în deplin acord cu conceptele teoretice care au fost deja discutate. Din fig. 17, se poate determina imediat care clustere sunt tinere și care sunt bătrâne. De exemplu, clusterul „dublu” X și h Perseus este tânăr. A „salvat” o parte semnificativă a secvenței principale. Clusterul M 41 este mai vechi, clusterul Hyades este chiar mai vechi, iar clusterul M 67 este foarte vechi, diagrama culoare-luminozitate pentru care este foarte asemănătoare cu diagrama similară pentru clusterele globulare M 3 și M 92. Numai ramura gigantică a clusterelor globulare este mai mare în acord cu diferențele de compoziție chimică, care au fost discutate mai devreme. Astfel, datele observaționale confirmă și fundamentează pe deplin concluziile teoriei. Ar părea greu de așteptat la o verificare observațională a teoriei proceselor din interioarele stelare, care ne sunt ascunse de o grosime uriașă a materiei stelare. Și totuși teoria de aici este controlată constant de practica observațiilor astronomice. Trebuie remarcat faptul că compilarea unui număr mare de diagrame „culoare – luminozitate” a necesitat multă muncă a astronomilor-observatori și o îmbunătățire radicală a metodelor de observare. Pe de altă parte, succesul teoriei structurii interne și evoluției stelelor nu ar fi fost posibil fără tehnologia de calcul modernă bazată pe utilizarea computerelor electronice de mare viteză. Un serviciu neprețuit teoriei a fost oferit și de cercetările din domeniul fizicii nucleare, care au făcut posibilă obținerea de caracteristici cantitative ale acelor reacții nucleare care au loc în interiorul stelar. Se poate spune fără exagerare că dezvoltarea teoriei structurii și evoluției stelelor este una dintre cele mai mari realizări ale astronomiei din a doua jumătate a secolului XX. Dezvoltarea fizicii moderne deschide posibilitatea unei verificări observaționale directe a teoriei structurii interne a stelelor și în special a Soarelui. Vorbim despre posibilitatea detectării unui flux puternic de neutrini, pe care Soarele ar trebui să-l emită dacă au loc reacții nucleare în adâncurile sale. Este bine cunoscut faptul că neutrinii interacționează extrem de slab cu alte particule elementare. Astfel, de exemplu, un neutrin poate zbura aproape fără absorbție prin toată grosimea Soarelui, în timp ce razele X pot trece fără absorbție doar prin câțiva milimetri din substanța interiorului solar. Dacă ne imaginăm că un fascicul puternic de neutrini trece prin Soare cu energia fiecărei particule înăuntru
Oamenii au fost de mult interesați de cauzele arderii stelelor pe cer, dar am început să înțelegem cu adevărat aceste procese din prima jumătate a secolului al XX-lea. În acest articol, am încercat să descriu toate procesele principale care au loc în timpul ciclului de viață al unei stele.
Naștere în stea
Formarea unei stele începe cu un nor molecular (care include 1% din masa totală a materiei interstelare) - diferă de norii obișnuiți de gaz-praf pentru mediul interstelar prin faptul că au o densitate mai mare și o temperatură mult mai scăzută - astfel încât atomii pot începe să formeze molecule (în principal H²). Această proprietate în sine nu are o importanță deosebită, dar densitatea crescută a acestei substanțe este de mare importanță - depinde dacă se poate forma o protostea și cât timp va dura.
Acești nori înșiși, cu o densitate relativă scăzută, datorită dimensiunilor lor uriașe, pot avea mase semnificative - până la 10 6 mase solare. Stele nou-născute care nu au avut timp să arunce rămășițele „leagănului” lor le încălzesc, ceea ce arată foarte „impresionant” pentru grupuri atât de mari și este o sursă de fotografii astronomice excelente:
Stâlpii creației și videoclip despre această fotografie Hubble:
Nebuloasa Omega (unele dintre stele sunt „fondul”, gazul strălucește datorită încălzirii prin radiația stelelor): 
Însuși procesul de eliminare a rămășițelor norului molecular se datorează așa-numitului „vânt solar” - acesta este un flux de particule încărcate care sunt accelerate de radiația electromagnetică a stelei. Soarele pierde un milion de tone de materie pe secundă din cauza acestui proces, care pentru el (cu o greutate de 1,98855 ± 0,00025 * 10 27 de tone) este doar fleacuri. Particulele în sine au o temperatură uriașă (de ordinul unui milion de grade) și o viteză (aproximativ 400 km / s și 750 km / s pentru două componente diferite):
Cu toate acestea, densitatea scăzută a acestei substanțe înseamnă că nu poate provoca prea mult rău.
Când forțele gravitaționale încep să acționeze, compresia gazului determină o încălzire puternică, datorită căreia încep reacțiile termonucleare. Același efect de încălzire al materiei care se ciocnește a servit drept bază pentru prima observație directă a unei exoplanete în 2004:
Planeta 2M1207 b la o distanță de 170 sv. ani de la noi.
Cu toate acestea, diferența dintre stele mici și planetele gigantice gazoase constă tocmai în faptul că masa lor nu este suficientă pentru a susține reacția termonucleară inițială, care constă în general în formarea heliului din hidrogen - în prezența catalizatorilor (așa- numit ciclu CNO - este valabil pentru stelele din generația II și I, care vor fi discutate mai jos):
Vorbim despre o reacție auto-susținută și nu doar despre existența faptului ei - deoarece, deși energia pentru această reacție (și, prin urmare, temperatura) este strict limitată de jos, energia de mișcare a particulelor individuale într-un gaz este determinat de distribuția Maxwell:
Și, prin urmare, chiar dacă temperatura medie a gazului este de 10 ori mai mică decât „limita inferioară” a unei reacții termonucleare, vor exista întotdeauna particule „sprețuite” care vor colecta energie de la vecinii lor și vor câștiga suficientă energie pentru un singur caz. Cu cât temperatura medie este mai mare, cu atât mai multe particule pot depăși „bariera” și cu atât se eliberează mai multă energie în timpul acestor reacții. Prin urmare, granița general recunoscută dintre o planetă și o stea este pragul la care nu numai că are loc o reacție termonucleară, dar permite și menținerea temperaturii interne în ciuda radiației de energie de la suprafața sa.
Populația de stele
Înainte de a vorbi despre clasificarea stelelor, este necesar să facem o digresiune și să ne întoarcem cu 13 miliarde de ani în urmă - în momentul în care primele stele au început să apară după recombinarea materiei. Acest moment ni s-ar fi părut ciudat - la urma urmei, nu am fi văzut nicio stea, cu excepția uriașilor albaștri în acel moment. Motivul pentru aceasta este absența „metalelor” în Universul timpuriu (și în astronomie, toate substanțele „mai grele” decât heliul sunt numite așa). Absența lor a însemnat că, pentru ca primele stele să se aprindă, a fost necesară o masă mult mai mare (în intervalul de 20-130 de mase solare) - la urma urmei, fără „metale” ciclul CNO nu este posibil, iar în loc de acesta există doar o directă. ciclu hidrogen + hidrogen = heliu. Aceasta ar fi trebuit să fie populația stelară III (datorită greutății lor uriașe și apariției timpurii - nu mai sunt lăsate în partea vizibilă a Universului).
Populația II sunt stele formate din rămășițele stelelor din Populația III, au peste 10 miliarde de ani și conțin deja „metale” în compoziția lor. Prin urmare, ajungând în acest moment, nu am fi observat nicio ciudățenie specială - printre stele erau deja uriași și „țărani de mijloc” - precum steaua noastră și chiar pitici roșii.
Populația I – acestea sunt stele formate deja din a doua generație de rămășițe de supernove, care conțin și mai multe „metale” – majoritatea stelelor moderne, inclusiv Soarele nostru, le aparțin.
Clasificarea cu stele
Clasificarea modernă a stelelor (Harvard) este foarte simplă - se bazează pe împărțirea stelelor în funcție de culorile lor. La stelele mici, reacțiile sunt mult mai lente, iar această disproporționalitate provoacă o diferență de temperatură a suprafeței, cu cât masa stelei este mai mare, cu atât radiația de la suprafața ei este mai intensă:
Distribuția culorilor, în funcție de temperatură (în grade Kelvin)
După cum se poate observa din graficul de distribuție Maxwell de mai sus, vitezele de reacție cresc odată cu temperatura și nu cresc liniar - atunci când temperatura se apropie de „punctul critic” foarte aproape, reacțiile încep să meargă de zeci de ori mai repede. Prin urmare, viața stelelor mari poate fi foarte scurtă la scară astronomică - doar câteva milioane de ani, acest lucru nu este nimic în comparație cu durata de viață estimată a piticelor roșii - un întreg trilion de ani (din motive evidente, nici o astfel de stea nu are totuși s-au stins, iar în acest caz ne putem baza doar pe calcule, dar speranța lor de viață este în mod clar mai mare de o sută de miliarde de ani).
Viața de stea
Majoritatea stelelor trăiesc pe secvența principală, care este o linie curbă care merge de la stânga sus la dreapta jos:
Diagrama Hertzsprung-Russell
Acest proces poate părea destul de trist: hidrogenul se transformă în heliu, iar acest proces continuă milioane și chiar miliarde de ani. Dar, de fapt, pe Soare (și alte stele), chiar și în timpul acestui proces, ceva se întâmplă tot timpul la suprafață (și în interior):
Videoclipul pe o perioadă de 5 ani, realizat din fotografii ale Observatorului de dinamică solară al NASA, lansat ca parte a programului Life with a Star, afișează vederea Soarelui în spectre de lumină vizibilă, ultravioletă și cu raze X.
Procesul complet al reacțiilor termonucleare în stelele grele arată astfel: hidrogen - heliu - beriliu și carbon, apoi încep să aibă loc mai multe procese paralele, care se termină cu formarea fierului:
Acest lucru se datorează faptului că fierul are o energie de legare minimă (per nucleon), iar reacțiile ulterioare au loc mai degrabă cu absorbție decât cu eliberarea de energie. O stea de-a lungul vieții sale lungi se află în echilibru între forțele gravitației, comprimându-l, și reacțiile termonucleare, care radiază energie și tind să „împingă” substanța.
Trecerea de la arderea unei substanțe la alta are loc odată cu creșterea temperaturii în miezul stelei (deoarece fiecare reacție ulterioară necesită o creștere a temperaturii - uneori cu ordine de mărime). Dar, în ciuda creșterii temperaturii - în general, „echilibrul de putere” este menținut până în ultimul moment...
sfârşitul existenţei
Procesele care au loc în acest caz pot fi împărțite în patru scenarii:
1) Nu numai durata de viață a unei stele depinde de masă, ci și de modul în care se termină. Pentru cele „mai mici” stele - piticele maro (clasa M) se va termina după epuizarea hidrogenului. Dar faptul că transferul de căldură în ele se realizează exclusiv prin convecție (amestecare) înseamnă că steaua își folosește întreaga cantitate cât mai eficient posibil. Și, de asemenea, îl va cheltui cât mai atent posibil timp de multe miliarde de ani. Dar după ce a cheltuit tot hidrogenul - steaua se va răci încet și va fi în starea unei bile solide (precum Pluto) constând aproape în întregime din heliu.
2) Urmează stele mai grele (care includ Soarele nostru) - masa acesteia, o posibilă stea viitoare este limitată de sus la 1,39 mase solare pentru rămășița formată după stadiul de gigant roșie (limita Chandrasekhar). Steaua are suficientă greutate pentru a aprinde reacția de formare a carbonului din heliu (în mod firesc, cei mai des întâlniți nuclizi sunt heliul-4 și carbonul-12). Dar nici reacțiile hidrogen-heliu nu încetează să meargă - doar regiunea apariției lor trece în exteriorul, încă saturat cu straturi de hidrogen ale stelei. Prezența a două straturi în care au loc reacții termonucleare duce la o creștere semnificativă a luminozității, ceea ce face ca steaua să se „umfle” în dimensiune.
Mulți cred în mod eronat că până în momentul unei gigante roșii, luminozitatea Soarelui (și a altor stele similare) scade treptat și apoi începe să crească brusc, de fapt, creșterea luminozității continuă pentru întreaga parte principală a vieții. a unei stele:
Și pe baza acestui fapt, ei construiesc teorii incorecte că, pe termen lung - Venus este cea mai bună opțiune pentru așezarea umană - de fapt, până când avem tehnologia de terraformare a Venusului modern, ele pot fi iremediabil depășite și pur și simplu inutile. Mai mult decât atât, conform datelor moderne, Pământul are șanse mari de a supraviețui stării „gigantului roșu” al Soarelui, la granița sa, dar Venus nu are nicio șansă, iar „tot ce este dobândit prin suprasolicitare” va deveni parte din Soarele „plin”.
În stadiul de gigant roșie, steaua nu numai că își crește semnificativ luminozitatea, dar începe și să piardă rapid din masă, datorită acestor procese, rezervele de combustibil se epuizează rapid (această etapă este de cel puțin 10 ori mai mică decât etapa de ardere a hidrogenului). După aceea, steaua scade în dimensiune, se transformă într-o pitică albă și se răcește treptat.
3) Când masa este peste prima limită, masa unor astfel de stele este suficientă pentru a aprinde reacțiile ulterioare, până la formarea fierului, aceste procese conduc în cele din urmă la o explozie de supernovă.
Fierul practic nu mai participă la reacțiile termonucleare (și cu siguranță nu eliberează energie) și pur și simplu se adună în centrul nucleului până la presiunea care acționează asupra acestuia din exterior (și acțiunea forței gravitaționale a nucleului însuși din interior). ) atinge un punct critic. În acest moment, forța care comprimă miezul stelei devine atât de puternică încât presiunea radiației electromagnetice nu mai poate împiedica materia să se contracte. Electronii sunt „presați” în nucleul atomic și neutralizați cu protoni, astfel încât practic doar neutronii rămân în interiorul nucleului.
Acest moment are o bază cuantică și are o graniță foarte clară, iar compoziția nucleului constă din fier destul de pur, astfel încât procesul se dovedește a fi dezastruos de rapid. Se presupune că acest proces are loc în secunde, iar volumul nucleului scade cu un factor de 100.000 (și densitatea acestuia crește în consecință):
Straturile de suprafață ale stelei, fiind fără sprijin de dedesubt, se repezi adânc, căzând pe „mingea” formată de neutroni, substanța se întoarce și are loc o explozie. Undele explozive care se rostogolesc prin grosimea stelei creează o astfel de compactare și o creștere a temperaturii substanței, încât reacțiile încep să aibă loc cu formarea de elemente grele (până la uraniu).
Aceste procese se bazează pe captarea unui neutron (procesul r și procesul s) sau captarea unui proton (procesul p și procesul rp), cu fiecare astfel de reacție un element chimic își mărește numărul atomic. Dar, într-o situație normală, astfel de particule nu au timp să „prindă” încă un neutron/proton și să se descompună. În procesele care au loc în interiorul supernovei, reacțiile se desfășoară atât de repede încât atomii au timp să „sare” cea mai mare parte din tabelul periodic fără a se dezintegra.
Iată cum se formează o stea neutronică:
4) Când masa stelei o depășește pe a doua, limita Oppenheimer - Volkov (1,5 - 3 mase ale Soarelui pentru rămășiță sau 25 - 30 mase pentru steaua originală), în procesul de explozie a unei supernove, prea mult rămâne masa materiei, iar presiunea nu este capabilă să restrângă nici măcar forțele cuantice.
În acest caz, înseamnă limita datorată principiului Pauli, care spune că două particule (în acest caz, vorbim despre neutroni) nu pot fi în aceeași stare cuantică (aceasta este baza pentru structura unui atom, constând în de învelișuri de electroni, al căror număr crește treptat cu numărul atomic).
Presiunea comprimă neutronii, iar procesul ulterior devine ireversibil - toată materia este strânsă într-un singur punct și se formează o gaură neagră. Ea în sine nu mai afectează mediul în niciun fel (cu excepția gravitației, desigur) și poate străluci doar datorită acumularii (pur și simplu căderii) de materie pe el:
După cum puteți vedea din suma tuturor acestor procese, stelele sunt un adevărat depozit de legi fizice. Și în unele zone (stelele neutronice și găurile negre) acestea sunt adevărate laboratoare fizice cu energii și stări extreme ale materiei.
Post-știință - Stele neutronice și găuri negre (serie video):
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 (combustie hidrogen). Steaua intră în secvența principală.
Durata etapei inițiale este determinată de masa stelei. Pentru stele precum Soarele, este de aproximativ 1 milion de ani, pentru o stea cu masa de 10 M☉ de aproximativ 1000 de ori mai mic, 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 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 cu 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 mic miez 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 producere 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 a doua viteză cosmică, 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.
Format prin condensarea mediului interstelar. Prin observații, a fost posibil să se stabilească că stelele au apărut în momente diferite și apar până astăzi.
Principala problemă în evoluția stelelor este problema originii energiei lor, datorită căreia acestea strălucesc și radiază o cantitate imensă de energie. Anterior, au fost prezentate multe teorii care au fost concepute pentru a identifica sursele de energie stelară. Se credea că o sursă continuă de energie stelară este compresia continuă. Această sursă este cu siguranță bună, dar nu poate menține radiația adecvată pentru o perioadă lungă de timp. La mijlocul secolului al XX-lea a fost găsit răspunsul la această întrebare. Sursa de radiație este reacțiile de fuziune termonucleară. Ca urmare a acestor reacții, hidrogenul este transformat în heliu, iar energia eliberată trece prin interiorul stelei, se transformă și iradiază în spațiul lumii (merită menționat că cu cât temperatura este mai mare, cu atât aceste reacții merg mai repede; aceasta de aceea stelele fierbinți masive părăsesc secvența principală mai repede).
Acum imaginați-vă apariția unei stele...
Un nor de gaz interstelar și mediu de praf a început să se condenseze. Din acest nor se formează o minge de gaz destul de densă. Presiunea din interiorul mingii nu este încă capabilă să echilibreze forțele de atracție, așa că se va micșora (poate în acest moment, se formează aglomerații cu o masă mai mică în jurul stelei, care în cele din urmă se transformă în planete). Când este comprimat, temperatura crește. Astfel, vedeta se instalează treptat pe secvența principală. Apoi presiunea gazului din interiorul stelei echilibrează atracția și protostea se transformă într-o stea.
Stadiul incipient al evoluției unei stele este foarte mic și steaua este scufundată într-o nebuloasă în acest moment, așa că este foarte dificil să detectezi o protostea.
Transformarea hidrogenului în heliu are loc numai în regiunile centrale ale stelei. În straturile exterioare, conținutul de hidrogen rămâne practic neschimbat. Deoarece cantitatea de hidrogen este limitată, mai devreme sau mai târziu se arde. Eliberarea de energie în centrul stelei se oprește și miezul stelei începe să se micșoreze, iar coaja să se umfle. În plus, dacă steaua are mai puțin de 1,2 mase solare, ea elimină stratul exterior (formarea unei nebuloase planetare).
După ce coaja se separă de stea, straturile sale interioare foarte fierbinți se deschid și, între timp, coaja se îndepărtează din ce în ce mai mult. După câteva zeci de mii de ani, coaja se va dezintegra și va rămâne doar o stea foarte fierbinte și densă, răcindu-se treptat, se va transforma într-o pitică albă. Se răcesc treptat, se transformă în pitici negre invizibili. Piticile negre sunt stele foarte dense și reci, puțin mai mari decât Pământul, dar având o masă comparabilă cu cea a soarelui. Procesul de răcire al piticelor albe durează câteva sute de milioane de ani.
Dacă masa unei stele este de la 1,2 la 2,5 solar, atunci o astfel de stea va exploda. Această explozie se numește supernova. O stea care izbucnește în câteva secunde își mărește luminozitatea de sute de milioane de ori. Astfel de focare sunt extrem de rare. În galaxia noastră, o explozie de supernovă are loc aproximativ o dată la fiecare sută de ani. După un astfel de fulger, rămâne o nebuloasă, care are o emisie radio mare și, de asemenea, se împrăștie foarte repede, și așa-numita stea neutronică (mai multe despre asta mai târziu). Pe lângă emisiile radio uriașe, o astfel de nebuloasă va fi și o sursă de raze X, dar această radiație este absorbită de atmosfera terestră, așa că poate fi observată doar din spațiu.
Există mai multe ipoteze despre cauza exploziilor stelare (supernove), dar nu există încă o teorie general acceptată. Există o presupunere că acest lucru se datorează declinului prea rapid al straturilor interioare ale stelei spre centru. Steaua se micșorează rapid la o dimensiune catastrofal de mică de aproximativ 10 km, iar densitatea ei în această stare este de 10 17 kg/m 3 , care este aproape de densitatea unui nucleu atomic. Această stea este formată din neutroni (în timp ce electronii par să fie presați în protoni), motiv pentru care este numită "NEUTRON". Temperatura sa inițială este de aproximativ un miliard de kelvin, dar în viitor se va răci rapid.
Această stea, datorită dimensiunilor sale mici și răcirii rapide, a fost mult timp considerată imposibil de observat. Dar după ceva timp, pulsarii au fost descoperiți. Acești pulsari s-au dovedit a fi stele neutronice. Ele sunt numite astfel datorită radiației pe termen scurt a impulsurilor radio. Acestea. steaua pare să clipească. Această descoperire a fost făcută destul de întâmplător și nu cu mult timp în urmă, și anume în 1967. Aceste impulsuri periodice se datorează faptului că, în timpul unei rotații foarte rapide pe lângă privirea noastră, conul axei magnetice pâlpâie constant, ceea ce formează un unghi cu axa de rotație.
Un pulsar poate fi detectat pentru noi doar în condiții de orientare a axei magnetice, iar acesta este aproximativ 5% din numărul lor total. Unii pulsari nu se găsesc în nebuloasele radio, deoarece nebuloasele se disipează relativ repede. După o sută de mii de ani, aceste nebuloase încetează să mai fie vizibile, iar vârsta pulsarilor este estimată la zeci de milioane de ani.
Dacă masa unei stele depășește 2,5 mase solare, atunci la sfârșitul existenței sale, ea se va prăbuși în sine și va fi zdrobită de propria sa greutate. În câteva secunde, se va transforma într-un punct. Acest fenomen a fost numit „colaps gravitațional”, iar acest obiect a fost numit și „gaura neagră”.
Din toate cele de mai sus, se poate observa că stadiul final al evoluției unei stele depinde de masa acesteia, dar este necesar să se țină cont și de pierderea inevitabilă a acestei mase și rotație.
Salutare dragi cititori! Aș vrea să vorbesc despre frumosul cer al nopții. De ce despre noapte? Tu intrebi. Deoarece stelele sunt clar vizibile pe el, aceste mici puncte frumoase luminoase pe fundalul negru și albastru al cerului nostru. Dar, de fapt, nu sunt mici, ci pur și simplu uriașe și, din cauza distanței mari, par atât de mici..
Și-a imaginat vreunul dintre voi cum se nasc vedetele, cum își trăiesc viața, ce fel de viață au în general? Vă sugerez să citiți acest articol acum și să vă imaginați evoluția stelelor pe parcurs. Am pregătit câteva videoclipuri pentru un exemplu vizual 😉
Cerul este presărat cu multe stele, printre care sunt împrăștiați nori uriași de praf și gaze, în mare parte hidrogen. Stelele se nasc tocmai în astfel de nebuloase sau regiuni interstelare.
O stea trăiește atât de mult (până la zeci de miliarde de ani) încât astronomii nu pot urmări viața de la început până la sfârșit, nici măcar una dintre ele. Dar, pe de altă parte, au posibilitatea de a observa diferite etape ale dezvoltării stelelor.
Oamenii de știință au combinat datele obținute și au reușit să urmărească etapele de viață ale stelelor tipice: momentul nașterii unei stele într-un nor interstelar, tinerețea, vârsta mijlocie, bătrânețea și uneori moartea foarte spectaculoasă.
Nașterea unei stele.
Apariția unei stele începe cu compactarea materiei în interiorul nebuloasei. Treptat, sigiliul format scade în dimensiune, micșorându-se sub influența gravitației. In timpul acestei contractii, sau colaps, se eliberează energie, care încălzește praful și gazul și le face să strălucească.
Există un așa-zis protostar. Temperatura și densitatea materiei din centrul sau nucleul său sunt maxime. Când temperatura atinge aproximativ 10.000.000°C, în gaz încep să aibă loc reacții termonucleare.
Nucleele atomilor de hidrogen încep să se combine și să se transforme în nuclee ale atomilor de heliu. În această sinteză, se eliberează o cantitate imensă de energie. Această energie, în procesul de convecție, este transferată în stratul de suprafață, iar apoi, sub formă de lumină și căldură, este radiată în spațiu. În acest fel, protostea se transformă într-o stea adevărată.
Radiația care vine din nucleu încălzește mediul gazos, creând o presiune care este îndreptată spre exterior și prevenind astfel colapsul gravitațional al stelei.
Rezultatul este că găsește echilibrul, adică are dimensiuni constante, o temperatură constantă a suprafeței și o cantitate constantă de energie eliberată.
Astronomii numesc o stea în acest stadiu de dezvoltare steaua secvenței principale, indicând astfel locul pe care îl ocupă pe diagrama Hertzsprung-Russell. Această diagramă exprimă relația dintre temperatura și luminozitatea unei stele.
Protostelele, având o masă mică, nu se încălzesc niciodată la temperaturile necesare pentru a începe o reacție termonucleară. Aceste stele, ca urmare a comprimării, se transformă în slab pitici roșii , sau chiar dimmer pitice brune . Prima stea pitică maro a fost descoperită abia în 1987.
Uriași și pitici.
Diametrul Soarelui este de aproximativ 1.400.000 km, temperatura la suprafață este de aproximativ 6.000°C și emite o lumină gălbuie. A făcut parte din secvența principală de stele timp de 5 miliarde de ani.
„Combustibilul” cu hidrogen de pe o astfel de stea va fi epuizat în aproximativ 10 miliarde de ani, iar în principal heliul va rămâne în miezul său. Când nu mai rămâne nimic de „ars”, intensitatea radiației direcționate din nucleu nu mai este suficientă pentru a echilibra colapsul gravitațional al nucleului.
Dar energia care este eliberată în acest caz este suficientă pentru a încălzi materia înconjurătoare. În acest înveliș, începe sinteza nucleelor de hidrogen, se eliberează mai multă energie.
Steaua începe să strălucească mai strălucitoare, dar acum cu o lumină roșiatică și, în același timp, se extinde, mărind de zece ori. Acum o astfel de stea numit uriaș roșu.
Miezul unui gigant roșu se micșorează, iar temperatura crește la 100.000.000 °C sau mai mult. Aici are loc reacția de fuziune a nucleului de heliu, transformându-l în carbon. Datorită energiei care este eliberată în acest caz, steaua încă strălucește timp de aproximativ 100 de milioane de ani.
După ce heliul se epuizează și reacțiile se sting, întreaga stea treptat, sub influența gravitației, se micșorează aproape la dimensiune. Energia care este eliberată în acest caz este suficientă pentru ca steaua (acum o pitică albă) a continuat să strălucească puternic o vreme.
Gradul de compresie a materiei într-o pitică albă este foarte mare și, prin urmare, are o densitate foarte mare - greutatea unei linguri poate ajunge la o mie de tone. Așa evoluează stelele de dimensiunea Soarelui nostru.
Videoclip care arată evoluția Soarelui nostru într-o pitică albă
O stea cu masa de cinci ori mai mare a Soarelui are un ciclu de viață mult mai scurt și evoluează oarecum diferit. O astfel de stea este mult mai strălucitoare, iar temperatura sa la suprafață este de 25.000 ° C sau mai mult, perioada de ședere în secvența principală de stele este de numai aproximativ 100 de milioane de ani.
Când o astfel de vedetă intră pe scenă gigantul rosu , temperatura din miezul său depășește 600.000.000°C. În el au loc reacții de fuziune a carbonului, care se transformă în elemente mai grele, inclusiv fier.
Steaua, sub acțiunea energiei eliberate, se extinde la dimensiuni care sunt de sute de ori mai mari decât dimensiunea sa inițială. O vedetă în această etapă numit supergigant .
În miez, procesul de producere a energiei se oprește brusc și se micșorează în câteva secunde. Cu toate acestea, se eliberează o cantitate imensă de energie și se formează o undă de șoc catastrofală.
Această energie călătorește prin întreaga stea și ejectează o parte semnificativă a acesteia în spațiul exterior prin forța unei explozii, provocând un fenomen cunoscut sub numele de explozie de supernova .
Pentru o mai bună reprezentare a tot ceea ce este scris, luați în considerare ciclul de evoluție al stelelor din diagramă
În februarie 1987, o erupție similară a fost observată într-o galaxie din apropiere, Marele Nor Magellanic. Această supernova pentru o scurtă perioadă de timp a strălucit mai puternic decât un trilion de sori.
Miezul supergigantului este comprimat și formează un corp ceresc cu un diametru de doar 10-20 km, iar densitatea lui este atât de mare încât o linguriță din substanța sa poate cântări 100 de milioane de tone!!! Un astfel de corp ceresc este format din neutroni șinumită stea neutronică .
O stea neutronică care tocmai s-a format are o viteză mare de rotație și un magnetism foarte puternic.
Ca rezultat, se creează un câmp electromagnetic puternic care emite unde radio și alte tipuri de radiații. Ele se răspândesc din polii magnetici ai stelei sub formă de fascicule.
Aceste raze, din cauza rotației stelei în jurul axei sale, par să scaneze spațiul cosmic. Când zboară pe lângă telescoapele noastre radio, le percepem ca fulgerări scurte sau impulsuri. Prin urmare, astfel de stele sunt numite pulsarii.
Pulsarii au fost descoperiți datorită undelor radio pe care le emit. Acum a devenit cunoscut faptul că multe dintre ele emit lumină și impulsuri de raze X.
Primul pulsar de lumină a fost descoperit în Nebuloasa Crabului. Pulsurile sale se repetă la o frecvență de 30 de ori pe secundă.
Pulsurile altor pulsari se repetă mult mai des: PIR (sursă pulsatorie de emisie radio) 1937+21 clipește de 642 de ori pe secundă. E greu de imaginat!
Stelele care au cea mai mare masă, de zece ori mai mare decât masa Soarelui, ard și ele ca supernove. Dar din cauza masei uriașe, prăbușirea lor este mult mai catastrofală.
Comprimarea distructivă nu se oprește nici măcar în stadiul de formare a unei stele neutronice, creând o regiune în care materia obișnuită încetează să mai existe.
A mai rămas o singură gravitație, care este atât de puternică încât nimic, nici măcar lumina, nu poate scăpa de influența ei. Această zonă se numește gaură neagră.Da, evoluția marilor stele este înfricoșătoare și foarte periculoasă.
În acest videoclip vom vorbi despre cum o supernova se transformă într-un pulsar și într-o gaură neagră
Nu știu despre voi, dragi cititori, dar personal iubesc și sunt foarte interesat de spațiu și de tot ce este legat de el, este atât de misterios și frumos, este uluitor! Evoluția stelelor ne-a spus multe despre viitorul nostru si tot.
