Vie et mort des étoiles. Comment meurent les étoiles

Étoile- un astre dans lequel se passent, se passent ou se produiront des réactions thermonucléaires. Les étoiles sont des boules gazeuses (plasma) lumineuses massives. Formé à partir d'un environnement de poussière de gaz (hydrogène et hélium) à la suite d'une compression gravitationnelle. La température de la matière dans les profondeurs des étoiles est mesurée en millions de kelvins et à leur surface - en milliers de kelvins. L'énergie de la grande majorité des étoiles est libérée à la suite de réactions thermonucléaires de conversion de l'hydrogène en hélium, se produisant à des températures élevées dans les régions intérieures. Les étoiles sont souvent appelées les corps principaux de l'univers, car elles contiennent la majeure partie de la matière lumineuse dans la nature. Les étoiles sont d'énormes objets, de forme sphérique, constitués d'hélium et d'hydrogène, ainsi que d'autres gaz. L'énergie d'une étoile est contenue dans son noyau, où chaque seconde de l'hélium interagit avec l'hydrogène. Comme tout ce qui est organique dans notre univers, les étoiles apparaissent, se développent, changent et disparaissent - ce processus prend des milliards d'années et s'appelle le processus de "l'évolution des étoiles".

1. L'évolution des étoiles

Évolution des étoiles- la séquence des changements que subit une étoile au cours de sa vie, c'est-à-dire sur des centaines de milliers, des millions ou des milliards d'années, pendant qu'elle émet de la lumière et de la chaleur. Une étoile commence sa vie comme un nuage froid de gaz interstellaire raréfié (un milieu gazeux raréfié qui remplit tout l'espace entre les étoiles), se rétrécissant sous l'influence de sa propre gravité et prenant progressivement la forme d'une boule. Lorsqu'elle est comprimée, l'énergie de gravité (l'interaction fondamentale universelle entre tous les corps matériels) se transforme en chaleur et la température de l'objet augmente. Lorsque la température au centre atteint 15-20 millions de K, les réactions thermonucléaires commencent et la compression s'arrête. L'objet devient une étoile à part entière. La première étape de la vie d'une étoile est similaire à celle du soleil - elle est dominée par les réactions du cycle de l'hydrogène. Il reste dans cet état pendant la majeure partie de sa vie, étant sur la séquence principale du diagramme Hertzsprung-Russell (Fig.1) (montre la relation entre la magnitude stellaire absolue, la luminosité, le type spectral et la température de surface d'une étoile, 1910) , jusqu'à ce que l'approvisionnement en carburant s'épuise en son cœur. Lorsque tout l'hydrogène au centre de l'étoile se transforme en hélium, un noyau d'hélium se forme et la combustion thermonucléaire de l'hydrogène se poursuit à sa périphérie. Pendant cette période, la structure de l'étoile commence à changer. Sa luminosité augmente, les couches externes se dilatent et la température de surface diminue - l'étoile devient une géante rouge, qui forme une branche sur le diagramme Hertzsprung-Russell. La star passe beaucoup moins de temps sur cette branche que sur la séquence principale. Lorsque la masse accumulée du noyau d'hélium devient importante, il ne peut plus supporter son propre poids et commence à rétrécir ; si l'étoile est suffisamment massive, l'augmentation de la température peut entraîner une conversion thermonucléaire supplémentaire de l'hélium en éléments plus lourds (hélium en carbone, carbone en oxygène, oxygène en silicium et enfin silicium en fer).

2. Fusion thermonucléaire à l'intérieur des étoiles

En 1939, il a été établi que la source d'énergie stellaire est la fusion thermonucléaire se produisant à l'intérieur des étoiles. La plupart des étoiles rayonnent parce que, dans leur intérieur, quatre protons se combinent par une série d'étapes intermédiaires en une seule particule alpha. Cette transformation peut se faire de deux manières principales, appelées cycle proton-proton, ou cycle p-p, et cycle carbone-azote, ou cycle CN. Dans les étoiles de faible masse, la libération d'énergie est principalement assurée par le premier cycle, dans les étoiles lourdes - par le second. Stocker combustible nucléaire dans une étoile est limitée et constamment dépensée en rayonnement. Le processus de fusion thermonucléaire, qui libère de l'énergie et modifie la composition de la matière de l'étoile, en combinaison avec la gravité, qui tend à comprimer l'étoile et libère également de l'énergie, ainsi que le rayonnement de la surface, qui emporte l'énergie libérée , sont les principales forces motrices de l'évolution stellaire. L'évolution d'une étoile commence dans un nuage moléculaire géant, aussi appelé berceau stellaire. La majeure partie de l'espace "vide" de la galaxie contient en fait 0,1 à 1 molécule par cm². Un nuage moléculaire a une densité d'environ un million de molécules par cm². La masse d'un tel nuage dépasse la masse du Soleil de 100 000 à 10 000 000 fois en raison de sa taille : de 50 à 300 années-lumière de diamètre. Alors que le nuage est libre de tourner autour du centre de la galaxie d'origine, rien ne se passe. Cependant, du fait de l'inhomogénéité du champ gravitationnel, des perturbations peuvent y survenir, conduisant à des concentrations de masse locales. De telles perturbations provoquent l'effondrement gravitationnel du nuage. L'un des scénarios menant à cela est la collision de deux nuages. Un autre événement à l'origine de l'effondrement pourrait être le passage d'un nuage à travers le bras dense d'une galaxie spirale. Un facteur critique peut également être l'explosion d'une supernova proche, dont l'onde de choc entrera en collision avec le nuage moléculaire à grande vitesse. De plus, une collision de galaxies est possible, capable de provoquer une explosion de formation d'étoiles, car les nuages ​​​​de gaz dans chacune des galaxies sont comprimés par la collision. En général, toute inhomogénéité dans les forces agissant sur la masse du nuage peut déclencher le processus de formation d'étoiles. En raison des inhomogénéités apparues, la pression du gaz moléculaire ne peut plus empêcher une compression supplémentaire et le gaz commence à se rassembler autour du centre de la future étoile sous l'influence de l'attraction gravitationnelle. La moitié de l'énergie gravitationnelle libérée sert à chauffer le nuage et l'autre moitié au rayonnement lumineux. Dans les nuages, la pression et la densité augmentent vers le centre et l'effondrement de la partie centrale se produit plus rapidement que la périphérie. Au fur et à mesure de la contraction, le libre parcours moyen des photons diminue, et le nuage devient de moins en moins transparent à son propre rayonnement. Il en résulte une montée en température plus rapide et une montée en pression encore plus rapide. En conséquence, le gradient de pression équilibre la force gravitationnelle, un noyau hydrostatique se forme, avec une masse d'environ 1% de la masse du nuage. Cet instant est invisible. L'évolution ultérieure du protostar est l'accrétion de la substance qui continue de tomber sur la «surface» du noyau, qui, de ce fait, grossit. La masse de matière se déplaçant librement dans le nuage est épuisée et l'étoile devient visible dans le domaine optique. Ce moment est considéré comme la fin de la phase protostellaire et le début de la phase des jeunes étoiles. Le processus de formation des étoiles peut être décrit de manière unifiée, mais les étapes ultérieures du développement d'une étoile dépendent presque entièrement de sa masse, et ce n'est qu'à la toute fin de l'évolution stellaire que la composition chimique peut jouer un rôle.

3. Le milieu du cycle de vie d'une étoile

Les étoiles sont disponibles dans une grande variété de couleurs et de tailles. Ils varient en type spectral des bleus chauds aux rouges froids et en masse de 0,0767 à plus de 200 masses solaires. La luminosité et la couleur d'une étoile dépendent de la température de sa surface, qui, à son tour, est déterminée par sa masse. Toutes les nouvelles stars "prennent leur place" sur la séquence principale en fonction de leur composition chimique et la masse. Nous ne parlons pas du mouvement physique de l'étoile - seulement de sa position sur le diagramme indiqué, qui dépend des paramètres de l'étoile. En fait, le déplacement d'une étoile le long du diagramme correspond uniquement à une modification des paramètres de l'étoile. Les petites naines rouges froides brûlent lentement leurs réserves d'hydrogène et restent sur la séquence principale pendant des centaines de milliards d'années, tandis que les supergéantes massives quittent la séquence principale quelques millions d'années après leur formation. Les étoiles de taille moyenne comme le Soleil restent sur la séquence principale pendant 10 milliards d'années en moyenne. On pense que le Soleil est toujours dessus, car il est au milieu de son cycle de vie. Dès que l'étoile épuise l'approvisionnement en hydrogène dans le cœur, elle quitte la séquence principale. Au bout d'un certain temps - d'un million à des dizaines de milliards d'années, selon la masse initiale - l'étoile épuise les ressources en hydrogène du cœur. Dans les grandes étoiles chaudes, cela se produit beaucoup plus rapidement que dans les petites et plus froides. L'épuisement de l'approvisionnement en hydrogène entraîne l'arrêt de la centrale thermique. réactions nucléaires. Sans la pression générée par ces réactions pour équilibrer l'attraction gravitationnelle de l'étoile, l'étoile recommence à se contracter, comme elle le faisait auparavant, lors de sa formation. La température et la pression augmentent à nouveau, mais, contrairement à l'étage protostar, à plus haut niveau. L'effondrement se poursuit jusqu'à ce que, à une température d'environ 100 millions de K, des réactions thermonucléaires impliquant l'hélium commencent. La combustion thermonucléaire de la matière reprise à un nouveau niveau provoque une expansion monstrueuse de l'étoile. L'étoile est "desserrée" et sa taille augmente d'environ 100 fois. Ainsi, l'étoile devient une géante rouge et la phase de combustion de l'hélium se poursuit pendant environ plusieurs millions d'années. Presque toutes les géantes rouges sont des étoiles variables. Ce qui se passe ensuite dépend à nouveau de la masse de l'étoile.

4. Les dernières années et la mort des stars

Vieilles étoiles de faible masse

À ce jour, on ne sait pas avec certitude ce qu'il advient des étoiles légères après l'épuisement de l'approvisionnement en hydrogène. Puisque l'univers a 13,7 milliards d'années, ce qui n'est pas suffisant pour épuiser l'approvisionnement en hydrogène de ces étoiles, théories modernes sont basés sur la simulation informatique des processus se produisant dans ces étoiles. Certaines étoiles ne peuvent synthétiser de l'hélium que dans certaines zones actives, ce qui provoque leur instabilité et de forts vents stellaires. Dans ce cas, la formation d'une nébuleuse planétaire ne se produit pas et l'étoile ne fait que s'évaporer, devenant encore plus petite qu'une naine brune. Les étoiles d'une masse inférieure à 0,5 de la masse solaire ne sont pas capables de convertir l'hélium même après la fin des réactions impliquant l'hydrogène dans le noyau - leur masse est trop petite pour fournir une nouvelle phase de compression gravitationnelle au point d'initier "l'allumage" d'hélium. Ces étoiles comprennent des naines rouges, telles que Proxima Centauri, dont la durée de vie de la séquence principale varie de dizaines de milliards à des dizaines de billions d'années. Après la fin des réactions thermonucléaires dans leur cœur, elles continueront, en se refroidissant progressivement, à rayonner faiblement dans les gammes infrarouge et micro-ondes du spectre électromagnétique.

étoiles de taille moyenne

En atteignant l'étoile taille moyenne(de 0,4 à 3,4 masses solaires) de la phase géante rouge en son cœur se termine par l'hydrogène et les réactions de synthèse du carbone à partir de l'hélium commencent. Ce processus se produit à des températures plus élevées et donc le flux d'énergie du noyau augmente, ce qui conduit au fait que les couches externes de l'étoile commencent à se dilater. Le début de la synthèse du carbone marque une nouvelle étape dans la vie d'une étoile et se poursuit pendant un certain temps. Pour une étoile de taille similaire au Soleil, ce processus peut prendre environ un milliard d'années. Les changements dans la quantité d'énergie émise font que l'étoile traverse des périodes d'instabilité, y compris des changements de taille, de température de surface et de libération d'énergie. La libération d'énergie est décalée vers le rayonnement basse fréquence. Tout cela s'accompagne d'une perte de masse croissante due aux vents stellaires forts et aux pulsations intenses. Les étoiles de cette phase sont appelées étoiles de type tardif, étoiles OH-IR ou étoiles de type Mira, selon leurs caractéristiques précises. Le gaz éjecté est relativement riche en éléments lourds produits à l'intérieur de l'étoile, comme l'oxygène et le carbone. Le gaz forme une coquille en expansion et se refroidit en s'éloignant de l'étoile, permettant la formation de particules de poussière et de molécules. Avec un fort rayonnement infrarouge de l'étoile centrale dans de telles coquilles, conditions idéales pour activer les masers. Les réactions de combustion de l'hélium sont très sensibles à la température. Cela conduit parfois à une grande instabilité. Les pulsations les plus fortes se produisent, ce qui, à la fin, donne aux couches externes suffisamment d'accélération pour tomber et se transformer en une nébuleuse planétaire. Au centre de la nébuleuse, il reste le noyau nu de l'étoile, dans lequel les réactions thermonucléaires s'arrêtent et, en se refroidissant, il se transforme en une naine blanche d'hélium, ayant généralement une masse allant jusqu'à 0,5-0,6 solaire et un diamètre de l'ordre du diamètre de la Terre.

naines blanches

Peu de temps après un flash d'hélium, le carbone et l'oxygène "s'allument" ; chacun de ces événements provoque un réarrangement majeur de l'étoile et son déplacement rapide le long du diagramme de Hertzsprung-Russell. La taille de l'atmosphère de l'étoile augmente encore plus et elle commence à perdre intensément du gaz sous la forme de courants de vent stellaires en expansion. Le sort de la partie centrale de l'étoile dépend entièrement de sa masse initiale : le cœur de l'étoile peut terminer son évolution en naine blanche (étoiles de faible masse) ; dans le cas où sa masse aux derniers stades de l'évolution dépasse la limite de Chandrasekhar - en tant qu'étoile à neutrons (pulsar); si la masse dépasse la limite d'Oppenheimer - Volkov - comme un trou noir. Dans les deux derniers cas, la fin de l'évolution stellaire s'accompagne d'événements catastrophiques - des explosions de supernova. La grande majorité des étoiles, dont le Soleil, terminent leur évolution en se contractant jusqu'à ce que la pression des électrons dégénérés équilibre la gravité. Dans cet état, lorsque la taille de l'étoile diminue d'un facteur cent et que la densité devient un million de fois supérieure à celle de l'eau, l'étoile est appelée naine blanche. Il est privé de sources d'énergie et, se refroidissant progressivement, devient sombre et invisible. Dans les étoiles plus massives que le Soleil, la pression des électrons dégénérés ne peut pas arrêter la poursuite de la contraction du noyau, et les électrons commencent à être "pressés" dans les noyaux atomiques, ce qui conduit à la transformation des protons en neutrons, entre lesquels il n'y a pas forces de répulsion électrostatique. Une telle neutronisation de la matière conduit au fait que la taille de l'étoile, qui, en fait, représente maintenant un énorme noyau atomique, est mesurée en plusieurs kilomètres, et la densité est 100 millions de fois supérieure à la densité de l'eau. Un tel objet s'appelle une étoile à neutrons.

étoiles supermassives

Après qu'une étoile d'une masse supérieure à cinq solaires entre dans le stade d'une supergéante rouge, son noyau commence à rétrécir sous l'influence des forces gravitationnelles. À mesure que la compression augmente, la température et la densité augmentent et une nouvelle séquence de réactions thermonucléaires commence. Dans de telles réactions, des éléments de plus en plus lourds sont synthétisés : hélium, carbone, oxygène, silicium et fer, ce qui limite temporairement l'effondrement du noyau. En fin de compte, à mesure que de plus en plus d'éléments lourds du tableau périodique se forment, le fer-56 est synthétisé à partir du silicium. À ce stade, la poursuite de la fusion thermonucléaire devient impossible, car le noyau de fer 56 présente un défaut de masse maximal et la formation de noyaux plus lourds avec libération d'énergie est impossible. Par conséquent, lorsque le noyau de fer d'une étoile atteint une certaine taille, la pression qu'il contient n'est plus capable de résister à la gravité des couches externes de l'étoile et un effondrement immédiat du noyau se produit avec la neutronisation de sa substance. Ce qui se passe ensuite n'est toujours pas clair jusqu'à la fin, mais, dans tous les cas, les processus en cours conduisent à une explosion en quelques secondes. supernova force incroyable. Le sursaut de neutrinos qui l'accompagne provoque une onde de choc. De puissants jets de neutrinos et un champ magnétique rotatif expulsent la plupart des matériaux accumulés par l'étoile - les soi-disant éléments de siège, y compris le fer et les éléments plus légers. La matière en expansion est bombardée par des neutrons s'échappant du noyau, les capturant et créant ainsi un ensemble d'éléments plus lourds que le fer, y compris radioactifs, jusqu'à l'uranium (et peut-être même la Californie). Ainsi, les explosions de supernova expliquent la présence d'éléments plus lourds que le fer dans la matière interstellaire, ce qui n'est cependant pas la seule voie possible de leur formation, par exemple, cela est démontré par les étoiles de technétium. L'onde de choc et les jets de neutrinos emportent la matière de l'étoile mourante vers l'espace interstellaire. Par la suite, à mesure qu'il se refroidit et voyage dans l'espace, ce matériau de supernova peut entrer en collision avec d'autres débris spatiaux et éventuellement participer à la formation de nouvelles étoiles, planètes ou satellites. Les processus qui se déroulent lors de la formation d'une supernova sont encore à l'étude, et jusqu'à présent, cette question n'est pas claire. Il est également question du moment où il reste réellement de l'étoile d'origine. Cependant, deux options sont envisagées : les étoiles à neutrons et les trous noirs.

étoiles à neutrons

On sait que dans certaines supernovae, une forte gravité à l'intérieur de la supergéante provoque l'absorption d'électrons par le noyau atomique, où ils fusionnent avec des protons pour former des neutrons. Ce processus est appelé neutronisation. Les forces électromagnétiques séparant les noyaux voisins disparaissent. Le noyau de l'étoile est maintenant une boule dense de noyaux atomiques et les neutrons individuels. Ces étoiles, appelées étoiles à neutrons, sont extrêmement petites, pas plus grandes que grande ville, et ont inimaginablement haute densité. Leur période orbitale devient extrêmement courte à mesure que la taille de l'étoile diminue (en raison de la conservation du moment cinétique). Certains font 600 tours par seconde. Pour certains d'entre eux, l'angle entre le vecteur de rayonnement et l'axe de rotation peut être tel que la Terre tombe dans le cône formé par ce rayonnement ; dans ce cas, il est possible d'enregistrer une impulsion de rayonnement qui se répète à des intervalles de temps égaux à la période de rotation de l'étoile. Tel étoiles à neutrons ont été appelés "pulsars", et sont devenus les premiers découverts étoiles à neutrons.

Trous noirs

Toutes les supernovae ne deviennent pas des étoiles à neutrons. Si une star en a assez grande masse, alors l'effondrement de l'étoile se poursuivra et les neutrons eux-mêmes commenceront à tomber vers l'intérieur jusqu'à ce que son rayon devienne inférieur à celui de Schwarzschild. L'étoile devient alors un trou noir. L'existence de trous noirs a été prédite théorie générale relativité. Selon cette théorie, la matière et l'information ne peuvent en aucun cas laisser un trou noir. Cependant, la mécanique quantique rend probablement possibles des exceptions à cette règle. Un certain nombre de questions ouvertes demeurent. Le principal d'entre eux : "Y a-t-il des trous noirs du tout ?". En effet, pour dire avec certitude qu'un objet donné est un trou noir, il est nécessaire d'observer son horizon des événements. Ceci est impossible uniquement par définition de l'horizon, mais avec l'aide de l'interférométrie radio à très longue base, il est possible de déterminer la métrique près de l'objet, ainsi que de fixer une variabilité rapide de l'ordre de la milliseconde. Ces propriétés, observées dans un seul objet, devraient définitivement prouver l'existence de trous noirs.

Notre Soleil brille depuis plus de 4,5 milliards d'années. En même temps, il consomme constamment de l'hydrogène. Il est absolument clair que peu importe la taille de ses réserves, mais un jour, elles seront épuisées. Et qu'adviendra-t-il de la lumière ? Il y a une réponse à cette question. Cycle de la vie les étoiles peuvent être étudiées par d'autres formations cosmiques similaires. En effet, dans l'espace il y a de vrais patriarches, dont l'âge est de 9-10 milliards d'années. Et il y a de très jeunes stars. Ils n'ont que quelques dizaines de millions d'années.

Ainsi, en observant l'état des différentes étoiles dont l'Univers est « parsemé », on peut comprendre comment elles se comportent dans le temps. Ici, nous pouvons faire une analogie avec un observateur extraterrestre. Il s'est envolé vers la Terre et a commencé à étudier les gens: enfants, adultes, personnes âgées. Ainsi, en très peu de temps, il a compris les changements qui se produisent chez les gens au cours de leur vie.

Le Soleil est actuellement une naine jaune
Des milliards d'années passeront et elle deviendra une géante rouge - 2
Et puis se transformer en une naine blanche - 3

On peut donc dire avec certitude que lorsque les réserves d'hydrogène dans la partie centrale du Soleil seront épuisées, la réaction thermonucléaire ne s'arrêtera pas. La zone où ce processus se poursuivra commencera à se déplacer vers la surface de notre luminaire. Mais en même temps, les forces gravitationnelles ne pourront plus influencer la pression qui se forme à la suite d'une réaction thermonucléaire.

Par conséquent, l'étoile commencera à grossir et se transformera progressivement en une géante rouge. Il s'agit d'un objet spatial d'un stade avancé d'évolution. Mais ça se passe de la même manière stade précoce lors de la formation des étoiles. Ce n'est que dans le second cas que la géante rouge rétrécit et se transforme en étoile de la séquence principale. C'est-à-dire dans celui dans lequel se produit la réaction de synthèse de l'hélium à partir de l'hydrogène. En un mot, avec quoi commence le cycle de vie d'une étoile, donc il se termine.

Notre Soleil grossira tellement qu'il avalera les planètes les plus proches. Ce sont Mercure, Vénus et la Terre. Mais tu n'as pas à avoir peur. Le luminaire commencera à mourir dans quelques milliards d'années. Pendant ce temps, des dizaines, voire des centaines de civilisations vont changer. Une personne prendra un club plus d'une fois, et après des millénaires, elle s'assiéra à nouveau devant un ordinateur. C'est la cyclicité habituelle sur laquelle repose tout l'univers.

Mais devenir un géant rouge ne signifie pas la fin. La réaction thermonucléaire projettera l'enveloppe extérieure dans l'espace. Et au centre, il y aura un noyau d'hélium dépourvu d'énergie. Sous l'influence des forces gravitationnelles, il se rétrécira et, à la fin, se transformera en une formation spatiale extrêmement dense avec une masse importante. De tels restes d'étoiles éteintes et se refroidissant lentement sont appelés naines blanches.

Notre naine blanche aura un rayon 100 fois plus petit que le rayon du Soleil, et la luminosité diminuera de 10 000 fois. Dans le même temps, la masse sera comparable à celle du soleil actuel et la densité sera plus d'un million de fois. Il y a beaucoup de telles naines blanches dans notre galaxie. Leur nombre représente 10% du nombre total d'étoiles.

Il convient de noter que les naines blanches sont l'hydrogène et l'hélium. Mais nous n'allons pas grimper dans la nature, mais notons seulement qu'avec une forte compression, un effondrement gravitationnel peut se produire. Et cela se heurte à une explosion colossale. Au même moment, une explosion de supernova est observée. Le terme "supernova" ne caractérise pas l'âge, mais la luminosité du flash. C'est juste que la naine blanche n'a pas été visible dans l'abîme cosmique pendant longtemps, et soudain une lueur brillante est apparue.

La plupart des supernovas qui explosent se dispersent dans l'espace à grande vitesse. Et la partie centrale restante est comprimée en une formation encore plus dense et s'appelle étoile à neutrons. C'est le produit final de l'évolution stellaire. Sa masse est comparable à celle du soleil, et son rayon n'atteint que quelques dizaines de kilomètres. Un cube voir une étoile à neutrons peut peser des millions de tonnes. Il existe de nombreuses formations de ce type dans l'espace. Leur nombre est environ mille fois inférieur à celui des soleils ordinaires, qui sont parsemés du ciel nocturne de la Terre.

Je dois dire que le cycle de vie d'une étoile est directement lié à sa masse. S'il correspond à la masse de notre Soleil ou moins que lui, alors en fin de vie une naine blanche apparaît. Cependant, il existe des luminaires qui sont des dizaines et des centaines de fois plus grands que le Soleil.

Lorsque ces géants rétrécissent au cours du processus de vieillissement, ils déforment l'espace et le temps de telle manière qu'au lieu d'une naine blanche, trou noir. Son attraction gravitationnelle est si forte que même les objets qui se déplacent à la vitesse de la lumière ne peuvent pas la vaincre. La taille du trou caractérise rayon de gravité. C'est le rayon de la sphère délimitée par horizon des événements. Il représente la limite spatio-temporelle. Tout corps cosmique, l'ayant vaincu, disparaît à jamais et ne revient jamais.

Il existe de nombreuses théories sur les trous noirs. Tous sont basés sur la théorie de la gravité, puisque la gravité est l'une des forces les plus importantes de l'univers. Et sa principale qualité est Polyvalence. Au moins, aujourd'hui, aucun objet spatial n'a été découvert qui n'ait pas d'interaction gravitationnelle.

On suppose qu'à travers un trou noir, vous pouvez entrer dans un monde parallèle. C'est-à-dire qu'il s'agit d'un canal vers une autre dimension. Tout est possible, mais toute déclaration nécessite preuves pratiques. Cependant, aucun mortel n'a encore été capable de réaliser une telle expérience.

Ainsi, le cycle de vie d'une étoile se compose de plusieurs étapes. Dans chacun d'eux, le luminaire agit à un certain titre, fondamentalement différent des précédents et des futurs. C'est l'unicité et le mystère Cosmos. Lorsque vous apprenez à le connaître, vous commencez involontairement à penser qu'une personne passe également par plusieurs étapes dans son développement. Et la coquille dans laquelle nous existons maintenant n'est qu'une étape de transition vers un autre état. Mais cette conclusion, encore une fois, nécessite une confirmation pratique..

L'étude de l'évolution stellaire est impossible en observant une seule étoile - de nombreux changements dans les étoiles se déroulent trop lentement pour être remarqués même après plusieurs siècles. Par conséquent, les scientifiques étudient de nombreuses étoiles, chacune étant à un certain stade de son cycle de vie. Au cours des dernières décennies, la modélisation de la structure des étoiles à l'aide de la technologie informatique s'est généralisée en astrophysique.

YouTube encyclopédique

1 / 5

✪ Les étoiles et l'évolution stellaire (dit l'astrophysicien Sergey Popov)

✪ Étoiles et évolution stellaire (narrée par Sergey Popov et Ilgonis Vilks)

✪ Évolution des étoiles. L'évolution de la géante bleue en 3 minutes

✪ Surdin V.G. Évolution des étoiles, partie 1

✪ S.A. Lamzin - "Star Evolution"

Les sous-titres

Fusion thermonucléaire à l'intérieur des étoiles

jeunes vedettes

Le processus de formation des étoiles peut être décrit de manière unifiée, mais les étapes ultérieures de l'évolution d'une étoile dépendent presque entièrement de sa masse, et ce n'est qu'à la toute fin de l'évolution de l'étoile que sa composition chimique peut jouer un rôle.

Jeunes étoiles de faible masse

Jeunes étoiles de faible masse (jusqu'à trois masses solaires) [ ] , qui sont sur le chemin de la séquence principale , sont complètement convectifs, - le processus de convection couvre tout le corps de l'étoile. Ce sont encore, en fait, des protoétoiles, au centre desquelles les réactions nucléaires ne font que commencer, et tout le rayonnement se produit principalement en raison de la compression gravitationnelle. Jusqu'à ce que l'équilibre hydrostatique soit établi, la luminosité de l'étoile diminue à température effective constante. Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, ces étoiles forment une trajectoire presque verticale, appelée trajectoire de Hayashi. Alors que la contraction ralentit, la jeune étoile se rapproche de la séquence principale. Les objets de ce type sont associés à des étoiles de type T Taureau.

A ce moment, dans les étoiles de masse supérieure à 0,8 masse solaire, le cœur devient transparent au rayonnement, et le transfert d'énergie radiative dans le cœur devient prédominant, la convection étant de plus en plus gênée par le compactage croissant de la matière stellaire. Dans les couches externes du corps stellaire, le transfert d'énergie convective prévaut.

On ne sait pas avec certitude quelles caractéristiques les étoiles de masse inférieure ont au moment où elles frappent la séquence principale, puisque le temps que ces étoiles passent dans la catégorie jeune dépasse l'âge de l'Univers [ ] . Toutes les idées sur l'évolution de ces étoiles sont basées uniquement sur des calculs numériques et des modélisations mathématiques.

Au fur et à mesure que l'étoile se contracte, la pression du gaz d'électrons dégénéré commence à augmenter, et lorsqu'un certain rayon de l'étoile est atteint, la contraction s'arrête, ce qui entraîne un arrêt de l'augmentation supplémentaire de la température dans le noyau de l'étoile causée par la contraction, puis à sa diminution. Pour les étoiles de moins de 0,0767 masse solaire, cela n'arrive pas : l'énergie libérée lors des réactions nucléaires ne suffira jamais à équilibrer la pression interne et la contraction gravitationnelle. Ces "étoiles sous-jacentes" émettent plus d'énergie que ce qui est produit dans le processus de réactions thermonucléaires et appartiennent aux soi-disant naines brunes. Leur destin est une contraction constante jusqu'à ce que la pression du gaz dégénéré l'arrête, puis un refroidissement progressif avec l'arrêt de toutes les réactions de fusion qui ont commencé.

Jeunes étoiles de masse intermédiaire

Jeunes étoiles de masse intermédiaire (de 2 à 8 masses solaires) [ ] évoluent qualitativement exactement de la même manière que leurs petits frères et sœurs, à l'exception près qu'ils ne présentent pas de zones convectives jusqu'à la séquence principale.

Les objets de ce type sont associés à la soi-disant. Les étoiles Ae\Be Herbig sont des variables irrégulières de type spectral B-F0. Ils ont aussi des disques et des jets bipolaires. Le taux d'écoulement de matière de la surface, la luminosité et la température effective sont nettement plus élevés que pour T Taurus , ils chauffent et dispersent donc efficacement les restes du nuage protostellaire.

Jeunes étoiles de masse supérieure à 8 masses solaires

Les étoiles avec de telles masses ont déjà les caractéristiques des étoiles normales, car elles ont passé toutes les étapes intermédiaires et ont pu atteindre un tel taux de réactions nucléaires qui a compensé la perte d'énergie par rayonnement, tandis que la masse a été accumulée pour atteindre l'équilibre hydrostatique de le noyau. Pour ces étoiles, les sorties de masse et de luminosité sont si importantes qu'elles non seulement arrêtent l'effondrement gravitationnel des régions extérieures du nuage moléculaire qui ne font pas encore partie de l'étoile, mais, au contraire, les dispersent. Ainsi, la masse de l'étoile formée est sensiblement inférieure à la masse du nuage protostellaire. Cela explique très probablement l'absence d'étoiles de masse supérieure à environ 300 masses solaires dans notre galaxie.

mi-vie d'une étoile

Les étoiles sont disponibles dans une grande variété de couleurs et de tailles. Ils varient en type spectral des bleus chauds aux rouges froids et en masse de 0,0767 à environ 300 masses solaires, selon des estimations récentes. La luminosité et la couleur d'une étoile dépendent de la température de sa surface, qui, à son tour, est déterminée par sa masse. Toutes les nouvelles étoiles « prennent leur place » sur la séquence principale en fonction de leur composition chimique et de leur masse. Ceci, bien sûr, ne concerne pas le mouvement physique de l'étoile - uniquement sa position sur le diagramme indiqué, qui dépend des paramètres de l'étoile. En fait, le déplacement d'une étoile le long du diagramme correspond uniquement à une modification des paramètres de l'étoile.

La « combustion » thermonucléaire de la matière reprise à un nouveau niveau provoque une expansion monstrueuse de l'étoile. L'étoile "gonfle", devient très "lâche", et sa taille augmente d'environ 100 fois. L'étoile devient alors une géante rouge et la phase de combustion de l'hélium dure environ plusieurs millions d'années. Presque toutes les géantes rouges sont des étoiles variables.

Dernières étapes de l'évolution stellaire

Vieilles étoiles de faible masse

À l'heure actuelle, on ne sait pas avec certitude ce qu'il advient des étoiles légères après l'épuisement de l'approvisionnement en hydrogène à l'intérieur de celles-ci. Étant donné que l'âge de l'univers est de 13,7 milliards d'années, ce qui n'est pas suffisant pour épuiser l'approvisionnement en hydrogène de ces étoiles, les théories actuelles sont basées sur des simulations informatiques des processus se produisant dans ces étoiles.

Certaines étoiles ne peuvent synthétiser de l'hélium que dans certaines zones actives, ce qui provoque leur instabilité et de forts vents stellaires. Dans ce cas, la formation d'une nébuleuse planétaire ne se produit pas, et l'étoile ne fait que s'évaporer, devenant encore plus petite qu'une naine brune [ ] .

Une étoile avec une masse inférieure à 0,5 masse solaire n'est pas capable de convertir l'hélium même après que les réactions impliquant l'hydrogène cessent dans son noyau - la masse d'une telle étoile est trop petite pour fournir une nouvelle phase de compression gravitationnelle à un degré suffisant pour " hélium d'allumage. Ces étoiles comprennent des naines rouges, telles que Proxima Centauri, dont la durée de vie de la séquence principale varie de dizaines de milliards à des dizaines de billions d'années. Après la fin des réactions thermonucléaires dans leurs noyaux, ceux-ci, se refroidissant progressivement, continueront à rayonner faiblement dans les gammes infrarouge et micro-ondes du spectre électromagnétique.

étoiles de taille moyenne

Après avoir atteint une étoile de taille moyenne (de 0,4 à 3,4 masses solaires) [ ] de la phase géante rouge, l'hydrogène se termine dans son noyau et les réactions de synthèse du carbone à partir de l'hélium commencent. Ce processus se produit à des températures plus élevées et, par conséquent, le flux d'énergie du noyau augmente et, par conséquent, les couches externes de l'étoile commencent à se dilater. Le début de la synthèse du carbone marque une nouvelle étape dans la vie d'une étoile et se poursuit pendant un certain temps. Pour une étoile proche de la taille du Soleil, ce processus peut prendre environ un milliard d'années.

Les changements dans la quantité d'énergie rayonnée font que l'étoile traverse des périodes d'instabilité, y compris des changements de taille, de température de surface et de libération d'énergie. La libération d'énergie est décalée vers le rayonnement basse fréquence. Tout cela s'accompagne d'une perte de masse croissante due aux vents stellaires forts et aux pulsations intenses. Les étoiles de cette phase sont appelées "étoiles de type tardif" (également "étoiles à la retraite"), Étoiles OH-IR ou des étoiles de type Mira, selon leurs caractéristiques exactes. Le gaz éjecté est relativement riche en éléments lourds produits à l'intérieur de l'étoile, comme l'oxygène et le carbone. Le gaz forme une coquille en expansion et se refroidit en s'éloignant de l'étoile, permettant la formation de particules de poussière et de molécules. Avec un fort rayonnement infrarougeétoile source dans de telles coquilles, des conditions idéales sont formées pour l'activation des masers cosmiques.

Les réactions de fusion de l'hélium sont très sensibles à la température. Cela conduit parfois à une grande instabilité. Les pulsations les plus fortes se produisent, ce qui donne aux couches externes une accélération suffisante pour être projetées et se transformer en une nébuleuse planétaire. Au centre d'une telle nébuleuse, il reste le noyau nu de l'étoile, dans lequel les réactions thermonucléaires cessent et, en se refroidissant, il se transforme en une naine blanche d'hélium, en règle générale, ayant une masse allant jusqu'à 0,5-0,6 solaire masses et un diamètre de l'ordre du diamètre de la Terre.

La grande majorité des étoiles, dont le Soleil, achèvent leur évolution en se contractant jusqu'à ce que la pression des électrons dégénérés équilibre la gravité. Dans cet état, lorsque la taille de l'étoile diminue d'un facteur cent et que la densité devient un million de fois supérieure à celle de l'eau, l'étoile est appelée naine blanche. Il est privé de sources d'énergie et, se refroidissant progressivement, devient une naine noire invisible.

Dans les étoiles plus massives que le Soleil, la pression des électrons dégénérés ne peut pas arrêter une compression supplémentaire du noyau, et les électrons commencent à "se presser" dans les noyaux atomiques, ce qui transforme les protons en neutrons, entre lesquels il n'y a pas de force de répulsion électrostatique. Une telle neutronisation de la matière conduit au fait que la taille de l'étoile, qui est maintenant en fait un énorme noyau atomique, est mesurée en plusieurs kilomètres et que la densité est 100 millions de fois supérieure à la densité de l'eau. Un tel objet s'appelle une étoile à neutrons ; son équilibre est maintenu par la pression de la matière neutronique dégénérée.

étoiles supermassives

Après qu'une étoile d'une masse supérieure à cinq masses solaires entre dans la phase de supergéante rouge, son noyau commence à rétrécir sous l'influence des forces gravitationnelles. À mesure que la compression augmente, la température et la densité augmentent et une nouvelle séquence de réactions thermonucléaires commence. Dans de telles réactions, des éléments de plus en plus lourds sont synthétisés : hélium, carbone, oxygène, silicium et fer, ce qui limite temporairement l'effondrement du noyau.

En conséquence, à mesure que de plus en plus d'éléments lourds du tableau périodique se forment, le fer-56 est synthétisé à partir du silicium. À ce stade, une fusion thermonucléaire exothermique supplémentaire devient impossible, car le noyau de fer 56 a un défaut de masse maximal et la formation de noyaux plus lourds avec libération d'énergie est impossible. Par conséquent, lorsque le noyau de fer d'une étoile atteint une certaine taille, la pression qu'il contient n'est plus capable de supporter le poids des couches sus-jacentes de l'étoile, et un effondrement immédiat du noyau se produit avec la neutronisation de sa substance.

Ce qui se passe ensuite n'est pas encore tout à fait clair, mais, dans tous les cas, les processus en cours en quelques secondes conduisent à une explosion de supernova d'une puissance incroyable.

De puissants jets de neutrinos et un champ magnétique rotatif expulsent la majeure partie de la matière accumulée par l'étoile [ ] - les éléments dits d'assise, y compris les éléments en fer et plus légers. La matière en expansion est bombardée par les neutrons émis par le noyau stellaire, les capturant et créant ainsi un ensemble d'éléments plus lourds que le fer, y compris radioactifs, jusqu'à l'uranium (et peut-être même la Californie). Ainsi, les explosions de supernova expliquent la présence d'éléments plus lourds que le fer dans la matière interstellaire, mais ce n'est pas la seule manière possible leurs formations, qui, par exemple, mettent en évidence des étoiles de technétium.

onde de choc et des jets de neutrinos emportent la matière d'une étoile mourante [ ] dans l'espace interstellaire. Par la suite, en se refroidissant et en voyageant dans l'espace, ce matériau de supernova peut entrer en collision avec d'autres « débris » spatiaux et, éventuellement, participer à la formation de nouvelles étoiles, planètes ou satellites.

Les processus qui se déroulent lors de la formation d'une supernova sont encore à l'étude, et jusqu'à présent, cette question n'est pas claire. Il est également question du moment où il reste réellement de l'étoile d'origine. Cependant, deux options sont envisagées : les étoiles à neutrons et les trous noirs.

étoiles à neutrons

On sait que dans certaines supernovae, une forte gravité à l'intérieur de la supergéante provoque l'absorption d'électrons par le noyau atomique, où ils, fusionnant avec des protons, forment des neutrons. Ce processus est appelé neutronisation. Les forces électromagnétiques séparant les noyaux voisins disparaissent. Le noyau d'une étoile est maintenant une boule dense de noyaux atomiques et de neutrons individuels.

Ces étoiles, connues sous le nom d'étoiles à neutrons, sont extrêmement petites - pas plus grandes qu'une grande ville - et ont des densités incroyablement élevées. Leur période orbitale devient extrêmement courte à mesure que la taille de l'étoile diminue (du fait de la conservation du moment cinétique). Certaines étoiles à neutrons font 600 tours par seconde. Pour certains d'entre eux, l'angle entre le vecteur de rayonnement et l'axe de rotation peut être tel que la Terre tombe dans le cône formé par ce rayonnement ; dans ce cas, il est possible d'enregistrer une impulsion de rayonnement qui se répète à des intervalles de temps égaux à la période de rotation de l'étoile. Ces étoiles à neutrons étaient appelées "pulsars" et sont devenues les premières étoiles à neutrons découvertes.

Trous noirs

Toutes les étoiles, ayant passé la phase d'explosion d'une supernova, ne deviennent pas des étoiles à neutrons. Si l'étoile a une masse suffisamment grande, alors l'effondrement d'une telle étoile se poursuivra et les neutrons eux-mêmes commenceront à tomber vers l'intérieur jusqu'à ce que son rayon devienne inférieur au rayon de Schwarzschild. L'étoile devient alors un trou noir.

L'existence des trous noirs a été prédite par la théorie générale de la relativité. Selon cette théorie,

Formé par condensation du milieu interstellaire. Grâce à des observations, il a été possible de déterminer que les étoiles apparaissaient dans temps différent et continuer à ce jour.

Le principal problème de l'évolution des étoiles est la question de l'origine de leur énergie, grâce à laquelle elles brillent et émettent une énorme quantité d'énergie. Auparavant, de nombreuses théories ont été avancées pour identifier les sources d'énergie stellaire. On croyait qu'une source continue d'énergie stellaire était une compression continue. Cette source est certes bonne, mais ne peut maintenir longtemps un rayonnement adéquat. Au milieu du XXe siècle, la réponse à cette question a été trouvée. La source de rayonnement est les réactions de fusion thermonucléaire. À la suite de ces réactions, l'hydrogène se transforme en hélium et l'énergie libérée traverse les entrailles de l'étoile, se transforme et rayonne dans l'espace mondial (il convient de noter que plus la température est élevée, plus ces réactions sont rapides; c'est-à-dire pourquoi les étoiles massives chaudes quittent la séquence principale plus rapidement).

Imaginez maintenant l'émergence d'une étoile...

Un nuage de gaz et de poussière interstellaire a commencé à se condenser. A partir de ce nuage, une boule de gaz assez dense se forme. La pression à l'intérieur de la boule n'est pas encore capable d'équilibrer les forces d'attraction, elle va donc se rétrécir (peut-être à ce moment-là, des caillots avec une masse plus petite se forment autour de l'étoile, qui finissent par se transformer en planètes). Lorsqu'il est comprimé, la température augmente. Ainsi, la vedette s'installe peu à peu sur la séquence principale. Ensuite, la pression du gaz à l'intérieur de l'étoile équilibre l'attraction et la protoétoile se transforme en étoile.

Le stade précoce de l'évolution d'une étoile est très petit et l'étoile est immergée dans une nébuleuse à ce moment, il est donc très difficile de détecter une protoétoile.

La transformation de l'hydrogène en hélium ne se produit que dans les régions centrales de l'étoile. Dans les couches externes, la teneur en hydrogène reste pratiquement inchangée. Comme la quantité d'hydrogène est limitée, tôt ou tard, il s'éteint. La libération d'énergie au centre de l'étoile s'arrête et le noyau de l'étoile commence à rétrécir et la coquille à gonfler. De plus, si l'étoile est inférieure à 1,2 masse solaire, elle se réinitialise couche externe(formation d'une nébuleuse planétaire).

Après la séparation de la coquille de l'étoile, ses couches intérieures très chaudes s'ouvrent et, entre-temps, la coquille s'éloigne de plus en plus. Après plusieurs dizaines de milliers d'années, la coquille se désintégrera et il ne restera plus qu'une étoile très chaude et dense, se refroidissant progressivement, elle se transformera en une naine blanche. Peu à peu refroidies, elles se transforment en naines noires invisibles. Les naines noires sont des étoiles très denses et froides, légèrement plus grandes que la Terre, mais ayant une masse comparable à celle du soleil. Le processus de refroidissement des naines blanches dure plusieurs centaines de millions d'années.

Si la masse d'une étoile est comprise entre 1,2 et 2,5 solaires, une telle étoile explosera. Cette explosion s'appelle supernova. Une étoile qui éclate en quelques secondes augmente sa luminosité des centaines de millions de fois. De telles épidémies sont extrêmement rares. Dans notre Galaxie, une explosion de supernova se produit environ une fois tous les cent ans. Après un tel flash, il reste une nébuleuse, qui a une grande émission radio, et se disperse également très rapidement, et la soi-disant étoile à neutrons (plus à ce sujet plus tard). En plus de l'énorme émission radio, une telle nébuleuse sera également une source de rayonnement X, mais ce rayonnement est absorbé par l'atmosphère terrestre, il ne peut donc être observé que depuis l'espace.

Il existe plusieurs hypothèses sur la cause des explosions stellaires (supernovae), mais il n'existe pas encore de théorie généralement acceptée. On suppose que cela est dû au déclin trop rapide des couches internes de l'étoile vers le centre. L'étoile se rétrécit rapidement à catastrophique petite taille environ 10 km, et sa densité dans cet état est de 10 17 kg / m 3, ce qui est proche de la densité du noyau atomique. Cette étoile est constituée de neutrons (alors que les électrons semblent être comprimés en protons), c'est pourquoi on l'appelle "NEUTRON". Sa température initiale est d'environ un milliard de kelvins, mais à l'avenir, elle se refroidira rapidement.

Cette étoile, en raison de sa petite taille et de son refroidissement rapide, a longtemps été considérée comme impossible à observer. Mais après un certain temps, des pulsars ont été découverts. Ces pulsars se sont avérés être des étoiles à neutrons. Ils sont nommés ainsi en raison du rayonnement à court terme des impulsions radio. Ceux. l'étoile semble clignoter. Cette découverte a été faite tout à fait par hasard et il n'y a pas si longtemps, à savoir en 1967. Ces impulsions périodiques sont dues au fait que lors d'une rotation très rapide devant notre regard, le cône de l'axe magnétique oscille constamment, ce qui forme un angle avec l'axe de rotation.

Un pulsar ne peut être détecté pour nous que dans des conditions d'orientation de l'axe magnétique, et cela représente environ 5% de leur nombre total. Certains pulsars ne se trouvent pas dans les nébuleuses radio, car les nébuleuses se dissipent relativement rapidement. Au bout de cent mille ans, ces nébuleuses cessent d'être visibles, et l'âge des pulsars est estimé à des dizaines de millions d'années.

Si la masse d'une étoile dépasse 2,5 masses solaires, à la fin de son existence, elle s'effondrera pour ainsi dire sur elle-même et sera écrasée par son propre poids. En quelques secondes, il se transformera en un point. Ce phénomène a été appelé "effondrement gravitationnel", et cet objet a également été appelé "trou noir".

De tout ce qui précède, il est clair que le stade final de l'évolution d'une étoile dépend de sa masse, mais il faut aussi tenir compte de la perte inévitable de cette même masse et rotation.

L'évolution stellaire en astronomie est la séquence de changements que subit une étoile au cours de sa vie, c'est-à-dire sur des millions ou des milliards d'années, alors qu'elle émet de la lumière et de la chaleur. Pendant ces périodes de temps colossales, les changements sont assez importants.

L'évolution d'une étoile commence dans un nuage moléculaire géant, aussi appelé berceau stellaire. La majeure partie de l'espace "vide" de la galaxie contient en fait entre 0,1 et 1 molécule par cm3. Un nuage moléculaire, en revanche, a une densité d'environ un million de molécules par cm³. La masse d'un tel nuage dépasse la masse du Soleil de 100 000 à 10 000 000 fois en raison de sa taille : de 50 à 300 années-lumière de diamètre.

Tant que le nuage circule librement autour du centre de la galaxie native, rien ne se passe. Cependant, en raison de l'inhomogénéité du champ gravitationnel, des perturbations peuvent y survenir, entraînant des concentrations de masse locales. De telles perturbations provoquent l'effondrement gravitationnel du nuage. L'un des scénarios menant à cela est la collision de deux nuages. Un autre événement provoquant un effondrement pourrait être le passage d'un nuage à travers le bras dense d'une galaxie spirale. Un facteur critique peut également être l'explosion d'une supernova proche, dont l'onde de choc entrera en collision avec le nuage moléculaire à grande vitesse. De plus, une collision de galaxies est possible, capable de provoquer une explosion de formation d'étoiles, car les nuages ​​​​de gaz dans chacune des galaxies sont comprimés par la collision. En général, toute inhomogénéité dans les forces agissant sur la masse du nuage peut déclencher le processus de formation d'étoiles.
En raison des inhomogénéités qui se sont produites, la pression du gaz moléculaire ne peut plus empêcher une compression supplémentaire et le gaz commence à se rassembler autour des centres des futures étoiles sous l'influence des forces d'attraction gravitationnelles. La moitié de l'énergie gravitationnelle libérée est dépensée pour chauffer le nuage et l'autre moitié pour le rayonnement lumineux. Dans les nuages, la pression et la densité augmentent vers le centre et l'effondrement de la partie centrale se produit plus rapidement que la périphérie. Au fur et à mesure que la contraction progresse, le libre parcours moyen des photons diminue et le nuage devient de moins en moins transparent à son propre rayonnement. Il en résulte une montée en température plus rapide et une montée en pression encore plus rapide. Au final, le gradient de pression équilibre la force gravitationnelle, un noyau hydrostatique se forme, d'une masse d'environ 1% de la masse du nuage. Ce moment est invisible - le globule est opaque dans le domaine optique. L'évolution ultérieure du protostar est l'accrétion de la substance qui continue de tomber sur la «surface» du noyau, qui, de ce fait, grossit. Au final, la masse de matière se déplaçant librement dans le nuage est épuisée et l'étoile devient visible dans le domaine optique. Ce moment est considéré comme la fin de la phase protostellaire et le début de la phase des jeunes étoiles.

Selon la loi de conservation de la quantité de mouvement, à mesure que la taille du nuage diminue, la vitesse de sa rotation augmente et, à un certain moment, la substance cesse de tourner en un seul corps et se divise en couches qui continuent de s'effondrer indépendamment les unes des autres. . Le nombre et les masses de ces couches dépendent de la masse initiale et de la vitesse de rotation du nuage moléculaire. En fonction de ces paramètres, différents systèmes de corps célestes se forment : amas d'étoiles, étoiles doubles, étoiles avec planètes.

Une jeune étoile est la phase d'une jeune étoile.

Le processus de formation des étoiles peut être décrit de manière unifiée, mais les étapes ultérieures de l'évolution d'une étoile dépendent presque entièrement de sa masse, et ce n'est qu'à la toute fin de l'évolution de l'étoile que sa composition chimique peut jouer un rôle.

Jeunes étoiles de faible masse

Les jeunes étoiles de faible masse (jusqu'à trois fois la masse du Soleil), qui se dirigent vers la séquence principale, sont complètement convectives - le processus de convection couvre tout le corps de l'étoile. Ce sont encore, en fait, des protoétoiles, au centre desquelles les réactions nucléaires ne font que commencer, et tout le rayonnement se produit principalement en raison de la compression gravitationnelle. Jusqu'à ce que l'équilibre hydrostatique soit établi, la luminosité de l'étoile diminue à température effective constante. Alors que la contraction ralentit, la jeune étoile se rapproche de la séquence principale. Les objets de ce type sont associés aux étoiles T Tauri.

A ce moment, dans les étoiles de masse supérieure à 0,8 masse solaire, le cœur devient transparent au rayonnement, et le transfert d'énergie radiative dans le cœur devient prédominant, la convection étant de plus en plus gênée par le compactage croissant de la matière stellaire. Dans les couches externes du corps stellaire, le transfert d'énergie convective prévaut.

Au fur et à mesure que l'étoile se contracte, la pression du gaz d'électrons dégénéré commence à augmenter, et lorsqu'un certain rayon de l'étoile est atteint, la contraction s'arrête, ce qui entraîne un arrêt de l'augmentation supplémentaire de la température dans le noyau de l'étoile causée par la contraction, puis à sa diminution. Pour les étoiles de moins de 0,0767 masse solaire, cela n'arrive pas : l'énergie libérée lors des réactions nucléaires ne suffira jamais à équilibrer la pression interne et la contraction gravitationnelle. Ces "étoiles sous-jacentes" émettent plus d'énergie que ce qui est produit dans le processus de réactions thermonucléaires et appartiennent aux soi-disant naines brunes. Leur destin est une contraction constante jusqu'à ce que la pression du gaz dégénéré l'arrête, puis un refroidissement progressif avec l'arrêt de toutes les réactions de fusion qui ont commencé.

Jeunes étoiles de masse intermédiaire

Les jeunes étoiles de masse intermédiaire (de 2 à 8 masses solaires) évoluent qualitativement exactement de la même façon que leurs sœurs et frères plus petits, à l'exception près qu'elles n'ont pas de zones convectives jusqu'à la séquence principale. Les objets de ce type sont associés à la soi-disant. étoiles Ae\Be Herbig variables irrégulières de type spectral B-F0. Ils ont aussi des disques et des jets bipolaires. Le taux d'écoulement de matière de la surface, la luminosité et la température effective sont nettement plus élevés que pour T Taurus, de sorte qu'ils chauffent et dispersent efficacement les restes du nuage protostellaire.

Jeunes étoiles de masse supérieure à 8 masses solaires

Jeunes étoiles de masse supérieure à 8 masses solaires. Les étoiles avec de telles masses ont déjà les caractéristiques des étoiles normales, car elles ont passé toutes les étapes intermédiaires et ont pu atteindre un tel taux de réactions nucléaires qui a compensé la perte d'énergie par rayonnement, tandis que la masse a été accumulée pour atteindre l'équilibre hydrostatique de le noyau. Pour ces étoiles, les sorties de masse et de luminosité sont si importantes qu'elles non seulement arrêtent l'effondrement gravitationnel des régions extérieures du nuage moléculaire qui ne font pas encore partie de l'étoile, mais, au contraire, les dispersent. Ainsi, la masse de l'étoile formée est sensiblement inférieure à la masse du nuage protostellaire. Cela explique très probablement l'absence d'étoiles de masse supérieure à environ 300 masses solaires dans notre galaxie.

mi-vie d'une étoile

Les étoiles sont disponibles dans une grande variété de couleurs et de tailles. Ils varient en type spectral des bleus chauds aux rouges froids et en masse de 0,0767 à environ 300 masses solaires, selon des estimations récentes. La luminosité et la couleur d'une étoile dépendent de la température de sa surface, qui, à son tour, est déterminée par sa masse. Toutes les nouvelles étoiles « prennent leur place » sur la séquence principale en fonction de leur composition chimique et de leur masse.

Les naines rouges petites et froides brûlent lentement leurs réserves d'hydrogène et restent sur la séquence principale pendant des dizaines de milliards d'années, tandis que les supergéantes massives quittent la séquence principale après seulement quelques dizaines de millions (et certaines seulement quelques millions) d'années après leur formation.

Les étoiles de taille moyenne comme le Soleil restent sur la séquence principale pendant 10 milliards d'années en moyenne. On pense que le Soleil est toujours dessus, car il est au milieu de son cycle de vie. Dès que l'étoile épuise l'approvisionnement en hydrogène dans le cœur, elle quitte la séquence principale.

maturité des étoiles

Au bout d'un certain temps - d'un million à des dizaines de milliards d'années (selon la masse initiale) - l'étoile épuise les ressources en hydrogène du cœur. Dans les grandes étoiles chaudes, cela se produit beaucoup plus rapidement que dans les petites et plus froides. L'épuisement de l'approvisionnement en hydrogène conduit à l'arrêt des réactions thermonucléaires.

Sans la pression générée par ces réactions pour équilibrer la gravité interne dans le corps de l'étoile, l'étoile recommence à se contracter, comme elle l'a fait plus tôt dans le processus de sa formation. La température et la pression augmentent à nouveau, mais, contrairement au stade protostar, à un niveau beaucoup plus élevé. L'effondrement se poursuit jusqu'à ce que, à une température d'environ 100 millions de K, des réactions thermonucléaires impliquant l'hélium commencent.

La « combustion » thermonucléaire de la matière reprise à un nouveau niveau provoque une expansion monstrueuse de l'étoile. L'étoile "gonfle", devient très "lâche", et sa taille augmente d'environ 100 fois. Ainsi l'étoile devient, et la phase de combustion de l'hélium dure environ plusieurs millions d'années. Presque toutes les géantes rouges sont des étoiles variables.

Dernières étapes de l'évolution stellaire

Vieilles étoiles de faible masse

À l'heure actuelle, on ne sait pas avec certitude ce qu'il advient des étoiles légères après l'épuisement de l'approvisionnement en hydrogène à l'intérieur de celles-ci. Étant donné que l'univers a 13,7 milliards d'années, ce qui n'est pas suffisant pour épuiser l'approvisionnement en hydrogène de ces étoiles, les théories actuelles sont basées sur des simulations informatiques des processus se produisant dans ces étoiles.

Certaines étoiles ne peuvent synthétiser de l'hélium que dans certaines zones actives, ce qui provoque leur instabilité et de forts vents stellaires. Dans ce cas, la formation d'une nébuleuse planétaire ne se produit pas et l'étoile ne fait que s'évaporer, devenant encore plus petite qu'une naine brune.

Une étoile avec une masse inférieure à 0,5 masse solaire n'est pas capable de convertir l'hélium même après que les réactions impliquant l'hydrogène cessent dans son noyau - la masse d'une telle étoile est trop petite pour fournir une nouvelle phase de compression gravitationnelle à un degré suffisant pour " hélium d'allumage. Ces étoiles comprennent des naines rouges, telles que Proxima Centauri, dont la durée de vie de la séquence principale varie de dizaines de milliards à des dizaines de billions d'années. Après la fin des réactions thermonucléaires dans leurs noyaux, ceux-ci, se refroidissant progressivement, continueront à rayonner faiblement dans les gammes infrarouge et micro-ondes du spectre électromagnétique.

étoiles de taille moyenne

Lorsqu'une étoile atteint une taille moyenne (de 0,4 à 3,4 masses solaires) de la phase géante rouge, l'hydrogène se termine dans son noyau et les réactions de synthèse du carbone à partir de l'hélium commencent. Ce processus se produit à des températures plus élevées et, par conséquent, le flux d'énergie du noyau augmente et, par conséquent, les couches externes de l'étoile commencent à se dilater. Le début de la synthèse du carbone marque une nouvelle étape dans la vie d'une étoile et se poursuit pendant un certain temps. Pour une étoile proche de la taille du Soleil, ce processus peut prendre environ un milliard d'années.

Les changements dans la quantité d'énergie rayonnée font que l'étoile traverse des périodes d'instabilité, y compris des changements de taille, de température de surface et de libération d'énergie. La libération d'énergie est décalée vers le rayonnement basse fréquence. Tout cela s'accompagne d'une perte de masse croissante due aux vents stellaires forts et aux pulsations intenses. Les étoiles de cette phase sont appelées «étoiles de type tardif» (également «étoiles retirées»), étoiles OH-IR ou étoiles de type Mira, selon leurs caractéristiques précises. Le gaz éjecté est relativement riche en éléments lourds produits à l'intérieur de l'étoile, comme l'oxygène et le carbone. Le gaz forme une coquille en expansion et se refroidit en s'éloignant de l'étoile, permettant la formation de particules de poussière et de molécules. Avec un fort rayonnement infrarouge de l'étoile source, des conditions idéales sont formées dans de telles coquilles pour l'activation des masers cosmiques.

Les réactions de fusion de l'hélium sont très sensibles à la température. Cela conduit parfois à une grande instabilité. Les pulsations les plus fortes se produisent, ce qui donne aux couches externes une accélération suffisante pour tomber et se transformer en une nébuleuse planétaire. Au centre d'une telle nébuleuse, il reste le noyau nu de l'étoile, dans lequel les réactions thermonucléaires s'arrêtent et, en se refroidissant, il se transforme en une naine blanche d'hélium, en règle générale, ayant une masse allant jusqu'à 0,5-0,6 masses solaires et un diamètre de l'ordre du diamètre de la Terre.

Peu de temps après un flash d'hélium, le carbone et l'oxygène "s'allument" ; chacun de ces événements provoque une grave restructuration du corps de l'étoile et son déplacement rapide le long du diagramme de Hertzsprung-Russell. La taille de l'atmosphère de l'étoile augmente encore plus et elle commence à perdre intensément du gaz sous la forme de courants de vent stellaires en expansion. Le sort de la partie centrale de l'étoile dépend entièrement de sa masse initiale - le cœur de l'étoile peut terminer son évolution comme :

• (étoiles de faible masse)
• comme une étoile à neutrons ( pulsar ) si la masse de l'étoile dans les derniers stades de l'évolution dépasse la limite de Chandrasekhar
• comme un trou noir si la masse de l'étoile dépasse la limite d'Oppenheimer-Volkov

Dans les deux dernières situations, l'évolution d'une étoile se termine par un événement catastrophique - une explosion de supernova.

La grande majorité des étoiles, dont le Soleil, achèvent leur évolution en se contractant jusqu'à ce que la pression des électrons dégénérés équilibre la gravité. Dans cet état, lorsque la taille de l'étoile diminue d'un facteur cent et que la densité devient un million de fois supérieure à celle de l'eau, l'étoile est appelée naine blanche. Il est privé de sources d'énergie et, se refroidissant progressivement, devient invisible.

Dans les étoiles plus massives que le Soleil, la pression des électrons dégénérés ne peut pas arrêter la contraction supplémentaire du noyau, et les électrons commencent à être "pressés" en noyaux atomiques, ce qui transforme les protons en neutrons, entre lesquels il n'y a pas de force de répulsion électrostatique. Une telle neutronisation de la matière conduit au fait que la taille de l'étoile, qui est maintenant en fait un énorme noyau atomique, est mesurée en plusieurs kilomètres et que la densité est 100 millions de fois supérieure à la densité de l'eau. Un tel objet s'appelle une étoile à neutrons ; son équilibre est maintenu par la pression de la matière neutronique dégénérée.

étoiles supermassives

Après qu'une étoile d'une masse supérieure à cinq masses solaires entre dans la phase de supergéante rouge, son noyau commence à rétrécir sous l'influence des forces gravitationnelles. À mesure que la compression augmente, la température et la densité augmentent et une nouvelle séquence de réactions thermonucléaires commence. Dans de telles réactions, des éléments de plus en plus lourds sont synthétisés : hélium, carbone, oxygène, silicium et fer, ce qui limite temporairement l'effondrement du noyau.

En conséquence, à mesure que de plus en plus d'éléments lourds se forment Système périodique, le fer-56 est synthétisé à partir du silicium. À ce stade, la poursuite de la fusion thermonucléaire exothermique devient impossible, car le noyau de fer 56 a un défaut de masse maximal et la formation de noyaux plus lourds avec libération d'énergie est impossible. Par conséquent, lorsque le noyau de fer d'une étoile atteint une certaine taille, la pression qu'il contient n'est plus capable de supporter le poids des couches sus-jacentes de l'étoile, et un effondrement immédiat du noyau se produit avec la neutronisation de sa substance.

De puissants jets de neutrinos et un champ magnétique rotatif expulsent la plupart des matériaux accumulés par l'étoile - les soi-disant éléments de siège, y compris le fer et les éléments plus légers. La matière en expansion est bombardée par les neutrons émis par le noyau stellaire, les capturant et créant ainsi un ensemble d'éléments plus lourds que le fer, y compris radioactifs, jusqu'à l'uranium (et peut-être même la Californie). Ainsi, les explosions de supernova expliquent la présence d'éléments plus lourds que le fer dans la matière interstellaire, mais ce n'est pas la seule voie possible de leur formation, ce qui, par exemple, est démontré par les étoiles à technétium.

L'onde de choc et les jets de neutrinos emportent la matière de l'étoile mourante vers l'espace interstellaire. Par la suite, en se refroidissant et en voyageant dans l'espace, ce matériau de supernova peut entrer en collision avec d'autres « débris » spatiaux et, éventuellement, participer à la formation de nouvelles étoiles, planètes ou satellites.

Les processus qui se déroulent lors de la formation d'une supernova sont encore à l'étude, et jusqu'à présent, cette question n'est pas claire. Il est également question du moment où il reste réellement de l'étoile d'origine. Cependant, deux options sont envisagées : les étoiles à neutrons et les trous noirs.

étoiles à neutrons

On sait que dans certaines supernovae, une forte gravité à l'intérieur de la supergéante provoque l'absorption d'électrons par le noyau atomique, où ils fusionnent avec des protons pour former des neutrons. Ce processus est appelé neutronisation. Les forces électromagnétiques séparant les noyaux voisins disparaissent. Le noyau d'une étoile est maintenant une boule dense de noyaux atomiques et de neutrons individuels.
Ces étoiles, connues sous le nom d'étoiles à neutrons, sont extrêmement petites - pas plus grandes qu'une grande ville - et ont des densités incroyablement élevées. Leur période orbitale devient extrêmement courte à mesure que la taille de l'étoile diminue (en raison de la conservation du moment cinétique). Certaines étoiles à neutrons font 600 tours par seconde. Pour certains d'entre eux, l'angle entre le vecteur de rayonnement et l'axe de rotation peut être tel que la Terre tombe dans le cône formé par ce rayonnement ; dans ce cas, il est possible d'enregistrer une impulsion de rayonnement qui se répète à des intervalles de temps égaux à la période de rotation de l'étoile. Ces étoiles à neutrons étaient appelées "pulsars" et sont devenues les premières étoiles à neutrons découvertes.

Trous noirs

Toutes les étoiles, ayant passé la phase d'explosion d'une supernova, ne deviennent pas des étoiles à neutrons. Si l'étoile a une masse suffisamment grande, alors l'effondrement d'une telle étoile se poursuivra et les neutrons eux-mêmes commenceront à tomber vers l'intérieur jusqu'à ce que son rayon devienne inférieur au rayon de Schwarzschild. L'étoile devient alors un trou noir.

L'existence des trous noirs a été prédite par la théorie générale de la relativité. Selon cette théorie, la matière et l'information ne peuvent en aucun cas laisser un trou noir. Cependant, les effets quantiques sont susceptibles d'éviter cela, par exemple sous la forme d'un rayonnement de Hawking. Un certain nombre de questions ouvertes demeurent. En particulier, jusqu'à récemment, la principale restait sans réponse : "Y a-t-il des trous noirs du tout ?". En effet, pour affirmer avec certitude qu'un objet donné est un trou noir, il faut observer son horizon des événements. Ceci est impossible uniquement par définition de l'horizon, mais avec l'aide de l'interférométrie radio à base ultra-longue, il est possible de déterminer la métrique près de l'objet par le mouvement du gaz là-bas, ainsi que de fixer la variabilité rapide de la milliseconde pour stellaire - des trous noirs de masse. Ces propriétés, observées dans un objet, doivent finalement prouver que l'objet observé est un trou noir.

Actuellement, les trous noirs ne sont disponibles que pour des observations indirectes. Ainsi, en observant la luminosité des noyaux des galaxies actives, on peut estimer la masse de l'objet sur lequel se produit l'accrétion. Aussi, la masse d'un objet peut être estimée à partir de la courbe de rotation de la galaxie ou à partir de la fréquence de révolution des étoiles proches de l'objet, en utilisant le théorème du viriel. Une autre option consiste à observer le profil des raies d'émission de gaz de la région centrale des galaxies actives, ce qui permet de déterminer la vitesse de sa rotation, qui chez les blazars atteint des dizaines de milliers de kilomètres par seconde. Pour de nombreuses galaxies, la masse du centre s'avère trop grande pour tout objet autre qu'un objet supermassif. trou noir. Il y a des objets avec une accrétion évidente de matière sur eux, mais aucun rayonnement spécifique causé par l'onde de choc n'est observé. De cela, nous pouvons conclure que l'accrétion ne s'arrête pas à la surface solide de l'étoile, mais va simplement dans des régions de très grand décalage vers le rouge gravitationnel, où, selon les idées et les données modernes (2009), aucun objet stationnaire, à l'exception d'un noir trou, est possible.