Ciclul de viață al unei stele - descriere, diagramă și fapte interesante. Cum mor stelele

Stea-- un corp ceresc în care au loc, au avut loc sau vor avea loc reacții termonucleare. Stelele sunt bile masive luminoase de gaz (plasmă). Format dintr-un mediu gaz-praf (hidrogen și heliu) ca rezultat al compresiei gravitaționale. Temperatura materiei din interiorul stelelor este măsurată în milioane de kelvin, iar pe suprafața lor - în mii de kelvin. Energia marii majorități a stelelor este eliberată ca urmare a reacțiilor termonucleare care transformă hidrogenul în heliu, care au loc la temperaturi ridicate în regiunile interne. Stelele sunt adesea numite corpurile principale ale Universului, deoarece conțin cea mai mare parte a materiei luminoase din natură. Stelele sunt obiecte uriașe, sferice, formate din heliu și hidrogen, precum și din alte gaze. Energia unei stele este conținută în miezul său, unde heliul interacționează cu hidrogenul în fiecare secundă. La fel ca tot ce este organic în universul nostru, stelele apar, se dezvoltă, se schimbă și dispar - acest proces durează miliarde de ani și se numește procesul de „Evoluție a Stelei”.

1. Evoluția stelelor

Evoluția stelelor-- succesiunea schimbărilor pe care o stea le suferă în timpul vieții sale, adică pe parcursul a sute de mii, milioane sau miliarde de ani în timp ce emite lumină și căldură. O stea își începe viața ca un nor rece, rarefiat de gaz interstelar (un mediu gazos rarefiat care umple tot spațiul dintre stele), comprimându-se sub influența propriei gravitații și luând treptat forma unei bile. Când este comprimată, energia gravitațională (interacțiunea fundamentală universală dintre toate corpurile materiale) se transformă în căldură, iar temperatura obiectului crește. Când temperatura din centru atinge 15-20 milioane K, încep reacțiile termonucleare și compresia se oprește. Obiectul devine o stea cu drepturi depline. Prima etapă a vieții unei stele este similară cu cea a soarelui - este dominată de reacțiile ciclului hidrogenului. Rămâne în această stare cea mai mare parte a vieții sale, fiind pe secvența principală a diagramei Hertzsprung-Russell (Fig. 1) (care arată relația dintre magnitudinea absolută, luminozitate, tipul spectral și temperatura de suprafață a stelei, 1910), până când rezervele sale de combustibil se epuizează la bază. Când tot hidrogenul din centrul stelei este transformat în heliu, se formează un miez de heliu și arderea termonucleară a hidrogenului continuă la periferia sa. În această perioadă, structura stelei începe să se schimbe. Luminozitatea sa crește, straturile sale exterioare se extind, iar temperatura de suprafață scade — steaua devine o gigantă roșie, care formează o ramură pe diagrama Hertzsprung-Russell. Steaua petrece mult mai puțin timp pe această ramură decât pe secvența principală. Când masa acumulată a miezului de heliu devine semnificativă, acesta nu își poate suporta propria greutate și începe să se micșoreze; dacă steaua este suficient de masivă, creșterea temperaturii poate determina transformarea termonucleară suplimentară a heliului în elemente mai grele (heliul în carbon, carbonul în oxigen, oxigenul în siliciu și, în final, siliciul în fier).

2. Fuziunea termonucleară în interiorul stelelor

Până în 1939, s-a stabilit că sursa energiei stelare este fuziunea termonucleară care are loc în intestinele stelelor. Majoritatea stelelor radiază deoarece în miezul lor patru protoni se combină printr-o serie de pași intermediari într-o singură particulă alfa. Această transformare poate avea loc în două moduri principale, numite ciclu proton-proton sau p-p și ciclu carbon-azot sau CN. În stelele cu masă mică, eliberarea de energie este asigurată în principal de primul ciclu, în stelele grele - de al doilea. Stoc combustibil nuclearîntr-o stea este limitată și este cheltuită constant pe radiații. Procesul de fuziune termonucleară, care eliberează energie și modifică compoziția materiei stelei, în combinație cu gravitația, care tinde să comprime steaua și, de asemenea, eliberează energie, precum și radiația de la suprafață, care duce energia eliberată, sunt principalul forţe motrice evolutie stelar. Evoluția unei stele începe într-un nor molecular gigant, numit și leagăn stelar. Majoritatea spațiului „gol” dintr-o galaxie conține de fapt între 0,1 și 1 moleculă pe cm?. Norul molecular are o densitate de aproximativ un milion de molecule pe cm?. Masa unui astfel de nor depășește masa Soarelui de 100.000-10.000.000 de ori datorită dimensiunii sale: de la 50 la 300 de ani lumină în diametru. În timp ce norul se rotește liber în jurul centrului galaxiei sale natale, nu se întâmplă nimic. Cu toate acestea, din cauza neomogenității câmpului gravitațional, în acesta pot apărea perturbări, ducând la concentrații locale de masă. Astfel de perturbări provoacă colapsul gravitațional al norului. Unul dintre scenariile care duc la aceasta este ciocnirea a doi nori. Un alt eveniment care provoacă colapsul ar putea fi trecerea unui nor prin brațul dens al unei galaxii spirale. De asemenea, un factor critic ar putea fi explozia unei supernove din apropiere, a cărei undă de șoc se va ciocni cu norul molecular cu o viteză enormă. Este, de asemenea, posibil ca galaxiile să se ciocnească, ceea ce ar putea provoca o explozie de formare de stele, deoarece norii de gaz din fiecare galaxie sunt comprimați în urma coliziunii. În general, orice neomogenități în forțele care acționează asupra masei norului pot iniția procesul de formare a stelelor. Datorită neomogenităților apărute, presiunea gazului molecular nu mai poate împiedica comprimarea ulterioară, iar gazul începe să se adune în jurul centrului viitoarei stele sub influența forțelor de atracție gravitațională. Jumătate din energia gravitațională eliberată este destinată încălzirii norului, iar jumătate din radiația luminoasă. În nori, presiunea și densitatea cresc spre centru, iar prăbușirea părții centrale are loc mai repede decât la periferie. Pe măsură ce se contractă, calea liberă medie a fotonilor scade, iar norul devine din ce în ce mai puțin transparent la propria sa radiație. Acest lucru duce la o creștere mai rapidă a temperaturii și o creștere și mai rapidă a presiunii. Ca urmare, gradientul de presiune echilibrează forța gravitațională și se formează un miez hidrostatic, cu o masă de aproximativ 1% din masa norului. Acest moment este invizibil. Evoluția ulterioară a protostelei este acumularea de materie care continuă să cadă pe „suprafața” nucleului, care datorită acestui lucru crește în dimensiune. Masa de materie care se mișcă liber din nor este epuizată, iar steaua devine vizibilă în domeniul optic. Acest moment este considerat sfârșitul fazei protostelare și începutul fazei de stea tânără. Procesul de formare a stelelor poate fi descris într-un mod unitar, dar etapele ulterioare ale dezvoltării unei stele depind aproape în întregime de masa acesteia și doar la sfârșitul evoluției stelare poate juca un rol compoziția chimică.

3. Mijloc ciclu de viață stele

Stelele vin într-o mare varietate de culori și dimensiuni. Clasa lor spectrală variază de la albastru fierbinte la roșu rece, iar masa lor variază de la 0,0767 la mai mult de 200 de mase solare. Luminozitatea și culoarea unei stele depind de temperatura suprafeței sale, care, la rândul ei, este determinată de masa sa. Toate vedetele noi „își iau locul” în secvența principală în funcție de ele compozitia chimica si masa. Nu vorbim despre mișcarea fizică a stelei - doar despre poziția sa pe diagrama indicată, în funcție de parametrii stelei. De fapt, mișcarea unei stele de-a lungul diagramei corespunde doar unei modificări a parametrilor stelei. Piticile mici și roșii reci își ard încet rezervele de hidrogen și rămân în secvența principală timp de sute de miliarde de ani, în timp ce supergiganții masivi vor părăsi secvența principală în câteva milioane de ani de la formare. Stelele de dimensiuni medii precum Soarele rămân pe secvența principală timp de o medie de 10 miliarde de ani. Se crede că Soarele este încă pe el, deoarece se află la mijlocul ciclului său de viață. Odată ce o stea rămâne fără hidrogen în miezul său, ea părăsește secvența principală. După un anumit timp - de la un milion la zeci de miliarde de ani, în funcție de masa inițială - steaua epuizează resursele de hidrogen ale nucleului. La stelele mari și fierbinți acest lucru se întâmplă mult mai repede decât la cele mici și mai reci. Epuizarea aportului de hidrogen duce la oprirea reacțiilor termonucleare. Fără presiunea generată de aceste reacții pentru a echilibra propria atracție gravitațională a stelei, steaua începe să se contracte din nou, așa cum a făcut mai devreme în timpul formării sale. Temperatura și presiunea cresc din nou, dar, spre deosebire de stadiul protostar, la mai mult nivel înalt. Colapsul continuă până când reacțiile termonucleare care implică heliu încep la o temperatură de aproximativ 100 milioane K. Arderea termonucleară a materiei reluată la un nou nivel determină o expansiune monstruoasă a stelei. Steaua „slăbește”, iar dimensiunea ei crește de aproximativ 100 de ori. Astfel, steaua devine o gigantă roșie, iar faza de ardere a heliului durează aproximativ câteva milioane de ani. Aproape toate giganții roșii sunt stele variabile. Ceea ce se întâmplă în continuare depinde din nou de masa stelei.

4. Anii mai târziu și moartea stelelor

Stele vechi cu masă mică

Până în prezent, nu se știe cu certitudine ce se întâmplă cu stelele luminoase după ce aprovizionarea lor cu hidrogen este epuizată. Întrucât vârsta universului este de 13,7 miliarde de ani, ceea ce nu este suficient pentru a epuiza rezerva de combustibil cu hidrogen în astfel de stele, teoriile moderne se bazează pe simulări computerizate ale proceselor care au loc în astfel de stele. Unele stele pot sintetiza heliu doar în anumite zone active, provocând instabilitate și vânturi stelare puternice. În acest caz, formarea unei nebuloase planetare nu are loc, iar steaua doar se evaporă, devenind chiar mai mică decât o pitică maro. Stelele cu mase mai mici de 0,5 solare nu sunt capabile să transforme heliul chiar și după ce reacțiile care implică hidrogen încetează în miez - masa lor este prea mică pentru a oferi o nouă fază de compresie gravitațională în măsura în care inițiază „aprinderea” heliului. Aceste stele includ pitici roșii precum Proxima Centauri, care au durate de viață secvențe principale de zeci de miliarde până la zeci de trilioane de ani. După încetarea reacțiilor termonucleare în miezul lor, aceștia, răcindu-se treptat, vor continua să emită slab în intervalele de infraroșu și microunde ale spectrului electromagnetic.

Stele de dimensiuni medii

Când o stea de dimensiuni medii (de la 0,4 la 3,4 mase solare) ajunge în faza gigantului roșu, miezul său rămâne fără hidrogen și încep reacțiile de sinteză a carbonului din heliu. Acest proces are loc la temperaturi mai ridicate și, prin urmare, fluxul de energie din miez crește, ceea ce duce la faptul că straturile exterioare ale stelei încep să se extindă. Începutul sintezei carbonului marchează o nouă etapă în viața unei stele și continuă de ceva timp. Pentru o stea de dimensiuni similare cu Soarele, acest proces poate dura aproximativ un miliard de ani. Modificările cantității de energie emisă fac ca steaua să treacă prin perioade de instabilitate, inclusiv modificări ale dimensiunii, temperaturii suprafeței și producției de energie. Ieșirea de energie se deplasează către radiații de joasă frecvență. Toate acestea sunt însoțite de creșterea pierderii de masă din cauza vântului stelar puternic și a pulsațiilor intense. Stelele din această fază sunt numite stele de tip târziu, stele OH-IR sau stele asemănătoare Mira, în funcție de caracteristicile lor exacte. Gazul ejectat este relativ bogat în elemente grele produse în interiorul stelei, cum ar fi oxigenul și carbonul. Gazul formează o înveliș în expansiune și se răcește pe măsură ce se îndepărtează de stea, permițând formarea de particule și molecule de praf. Cu radiații infraroșii puternice de la steaua centrală, în astfel de cochilii se formează condiții ideale pentru activarea maserelor. Reacțiile de ardere a heliului sunt foarte sensibile la temperatură. Uneori, acest lucru duce la o mare instabilitate. Apar pulsații puternice, care în cele din urmă conferă suficientă accelerație straturilor exterioare pentru a fi aruncate și transformate într-o nebuloasă planetară. În centrul nebuloasei rămâne nucleul gol al stelei, în care reacțiile termonucleare se opresc și, pe măsură ce se răcește, se transformă într-o pitică albă de heliu, având de obicei o masă de până la 0,5-0,6 solar și un diametru pe ordinea diametrului Pământului.

Pitici albi

La scurt timp după flash-ul de heliu, carbonul și oxigenul „se aprind”; fiecare dintre aceste evenimente provoacă o restructurare serioasă a stelei și mișcarea sa rapidă de-a lungul diagramei Hertzsprung-Russell. Dimensiunea atmosferei stelei crește și mai mult și începe să piardă intens gaz sub formă de fluxuri împrăștiate de vânt stelar. Soarta părții centrale a unei stele depinde în întregime de masa sa inițială: nucleul unei stele își poate încheia evoluția ca pitică albă (stele de masă mică); în cazul în care masa sa în etapele ulterioare ale evoluţiei depăşeşte limita Chandrasekhar – ca stea neutronică(pulsar); dacă masa depășește limita Oppenheimer - Volkov - ca o gaură neagră. În ultimele două cazuri, finalizarea evoluției stelelor este însoțită de evenimente catastrofale - explozii de supernova. Marea majoritate a stelelor, inclusiv Soarele, își încheie evoluția contractându-se până când presiunea electronilor degenerați echilibrează gravitația. În această stare, când dimensiunea stelei scade de o sută de ori, iar densitatea devine de un milion de ori mai mare decât densitatea apei, steaua este numită pitică albă. Este lipsit de surse de energie și, răcindu-se treptat, devine întunecat și invizibil. În stelele mai masive decât Soarele, presiunea electronilor degenerați nu poate opri comprimarea ulterioară a nucleului, iar electronii încep să fie „presați” în nuclee atomice, ceea ce duce la transformarea protonilor în neutroni, între care nu există repulsie electrostatică. forte. O astfel de neutronizare a materiei duce la faptul că dimensiunea stelei, care, de fapt, reprezintă acum un nucleu atomic imens, este măsurată pe câțiva kilometri, iar densitatea este de 100 de milioane de ori mai mare decât densitatea apei. Un astfel de obiect se numește stea neutronică.

Stele supermasive

După ce o stea cu o masă mai mare de cinci ori cea a soarelui intră în stadiul de supergigant roșie, miezul său începe să se micșoreze sub influența gravitației. Pe măsură ce compresia crește, temperatura și densitatea cresc și începe o nouă secvență de reacții termonucleare. În astfel de reacții se sintetizează elemente din ce în ce mai grele: heliu, carbon, oxigen, siliciu și fier, care limitează temporar prăbușirea miezului. În cele din urmă, pe măsură ce se formează elemente din ce în ce mai grele ale tabelului periodic, fierul-56 este sintetizat din siliciu. În această etapă, fuziunea termonucleară ulterioară devine imposibilă, deoarece nucleul de fier-56 are un defect de masă maximă și formarea de nuclee mai grele cu eliberarea de energie este imposibilă. Prin urmare, atunci când nucleul de fier al unei stele atinge o anumită dimensiune, presiunea din el nu mai este capabilă să reziste gravitației straturilor exterioare ale stelei și are loc colapsul imediat al nucleului odată cu neutronizarea materiei sale. Ce se întâmplă în continuare nu este încă complet clar, dar, în orice caz, procesele în curs duc la o explozie în câteva secunde supernova putere incredibilă. Explozia însoțitoare de neutrini provoacă o undă de șoc. Jeturi puternice de neutrini și un câmp magnetic rotativ împing în afară o mare parte din materialul acumulat de stele - așa-numitele elemente semințe, inclusiv fier și elemente mai ușoare. Materia care explodează este bombardată de neutroni emiși din nucleu, captându-i și creând astfel un set de elemente mai grele decât fierul, inclusiv radioactive, până la uraniu (și poate chiar californiu). Astfel, exploziile supernovelor explică prezența unor elemente mai grele decât fierul în materia interstelară, care, însă, nu este singura modalitate posibilă de formare a acestora, de exemplu, acest lucru este demonstrat de stelele de tehnețiu; Unda de explozie și jeturile de neutrini transportă materia departe de steaua pe moarteîn spațiul interstelar. Ulterior, pe măsură ce se răcește și se mișcă prin spațiu, acest material de supernovă se poate ciocni cu alte „gunoaie” spațiale și poate participa la formarea de noi stele, planete sau sateliți. Procesele care au loc în timpul formării unei supernove sunt încă studiate și, până acum, nu există claritate cu privire la această problemă. De asemenea, este discutabil ce rămâne de fapt din steaua originală. Cu toate acestea, sunt luate în considerare două opțiuni: stele neutronice și găuri negre.

Stele neutronice

Se știe că în unele supernove, gravitația puternică în adâncurile supergigantului forțează ca electronii să fie absorbiți de nucleul atomic, unde se contopesc cu protonii pentru a forma neutroni. Acest proces se numește neutronizare. Forțele electromagnetice care separă nucleele din apropiere dispar. Miezul stelei este acum o minge densă de nuclee atomice și neutroni individuali. Astfel de stele, cunoscute sub numele de stele neutronice, sunt extrem de mici - nu mai mult de oraș mare, și au de neimaginat densitate mare. Perioada lor orbitală devine extrem de scurtă pe măsură ce dimensiunea stelei scade (datorită conservării momentului unghiular). Unii fac 600 de rotații pe secundă. Pentru unele dintre ele, unghiul dintre vectorul de radiație și axa de rotație poate fi astfel încât Pământul să cadă în conul format de această radiație; în acest caz, este posibil să se detecteze un impuls de radiație care se repetă la intervale egale cu perioada orbitală a stelei. Astfel de stele cu neutroni au fost numite „pulsari” și au devenit primele descoperite. stele neutronice.

Găuri negre

Nu toate supernovele devin stele neutronice. Dacă o stea are destul masa mare, atunci prăbușirea stelei va continua, iar neutronii înșiși vor începe să cadă în interior până când raza ei devine mai mică decât raza Schwarzschild. După aceasta, steaua devine o gaură neagră. Existența găurilor negre a fost prezisă de teoria generală a relativității. Conform acestei teorii, materia și informația nu pot părăsi o gaură neagră în nicio condiție. Cu toate acestea, mecanica cuantică face posibile excepții de la această regulă. Rămân o serie de întrebări deschise. Principalul dintre ei: „Există găuri negre?” La urma urmei, pentru a spune cu siguranță că un anumit obiect este o gaură neagră, este necesar să-i observăm orizontul de evenimente. Acest lucru este imposibil pur și simplu prin definirea orizontului, dar folosind interferometrie radio de bază ultra-lungă este posibil să se determine metrica în apropierea unui obiect, precum și să se înregistreze variabilitatea rapidă, în milisecunde. Aceste proprietăți, observate într-un singur obiect, ar trebui să dovedească definitiv existența găurilor negre.

Soarele nostru strălucește de mai bine de 4,5 miliarde de ani. În același timp, consumă constant hidrogen. Este absolut clar că oricât de mari ar fi rezervele sale, acestea se vor epuiza cândva. Și ce se va întâmpla cu luminatorul? Există un răspuns la această întrebare. Ciclul de viață al unei stele poate fi studiat din alte formațiuni cosmice similare. La urma urmei, există adevărați patriarhi în spațiu, a căror vârstă este de 9-10 miliarde de ani. Și există vedete foarte tinere. Ele nu au mai mult de câteva zeci de milioane de ani.

În consecință, observând starea diferitelor stele cu care este „împrăștiat” Universul, se poate înțelege cum se comportă acestea în timp. Aici putem face o analogie cu un observator extraterestru. A zburat pe Pământ și a început să studieze oamenii: copii, adulți, bătrâni. Astfel, într-o perioadă foarte scurtă de timp, a înțeles ce schimbări se întâmplă oamenilor de-a lungul vieții.

Soarele este în prezent o pitică galbenă - 1
Vor trece miliarde de ani și va deveni o gigantă roșie - 2
Și apoi se va transforma într-o pitică albă - 3

Prin urmare, putem spune cu toată încrederea că când rezervele de hidrogen din partea centrală a Soarelui sunt epuizate, reacția termonucleară nu se va opri. Zona în care acest proces va continua va începe să se deplaseze spre suprafața stelei noastre. Dar, în același timp, forțele gravitaționale nu vor mai putea influența presiunea care se formează ca urmare a reacției termonucleare.

Ca o consecință, steaua va începe să crească în dimensiune și să se transforme treptat într-o gigantă roșie. Acesta este un obiect spațial dintr-o etapă târzie de evoluție. Dar se întâmplă să fie și el la fel stadiu incipientîn timpul formării stelelor. Numai în al doilea caz uriașul roșu se micșorează și se transformă în steaua secvenței principale. Adică, una în care are loc reacția de sinteză a heliului din hidrogen. Într-un cuvânt, acolo unde începe ciclul de viață al unei stele este locul unde se termină.

Soarele nostru va crește atât de mult în dimensiune încât va înghiți planetele din apropiere. Acestea sunt Mercur, Venus și Pământ. Dar nu-ți fie frică. Steaua va începe să moară peste câteva miliarde de ani. În acest timp, zeci și poate sute de civilizații se vor schimba. O persoană va ridica un club de mai multe ori, iar după mii de ani se va așeza din nou la un computer. Aceasta este ciclicitatea obișnuită pe care se bazează întregul Univers.

Dar a deveni un gigant roșu nu înseamnă sfârșit. Reacția termonucleară va arunca învelișul exterior în spațiu. Și în centru va rămâne un miez de heliu lipsit de energie. Sub influența forțelor gravitaționale, se va comprima și, în cele din urmă, se va transforma într-o formațiune cosmică extrem de densă, cu o masă mare. Se numesc astfel de rămășițe de stele dispărute și care se răcesc încet pitice albe.

Pitica noastră albă va avea o rază de 100 de ori mai mică decât raza Soarelui, iar luminozitatea sa va scădea de 10 mii de ori. În acest caz, masa va fi comparabilă cu cea solară actuală, iar densitatea va fi de un milion de ori mai mare. Există o mulțime de astfel de pitice albe în Galaxia noastră. Numărul lor este de 10% din numărul total de stele.

Trebuie remarcat faptul că piticele albe sunt hidrogen și heliu. Dar nu vom merge în sălbăticie, ci vom observa doar că, cu o compresie puternică, se poate produce colapsul gravitațional. Și aceasta este plină de o explozie colosală. În acest caz, se observă o explozie de supernovă. Termenul „supernova” nu descrie vârsta, ci luminozitatea blițului. Doar că pitica albă nu a fost vizibilă multă vreme în abisul cosmic și dintr-o dată a apărut o strălucire strălucitoare.

Majoritatea supernovei care explodează se împrăștie prin spațiu cu o viteză extraordinară. Și partea centrală rămasă este comprimată într-o formațiune și mai densă și se numește stea neutronică. Este produsul final al evoluției stelare. Masa sa este comparabilă cu cea a soarelui, iar raza sa atinge doar câteva zeci de kilometri. Un cub cm stea de neutroni poate cântări milioane de tone. Există destul de multe astfel de formațiuni în spațiu. Numărul lor este de aproximativ o mie de ori mai mic decât sorii obișnuiți cu care este presărat cerul de noapte al Pământului.

Trebuie spus că ciclul de viață al unei stele este direct legat de masa ei. Dacă se potrivește cu masa Soarelui nostru sau este mai mică decât aceasta, atunci apare o pitică albă la sfârșitul vieții sale. Cu toate acestea, există corpuri de iluminat care sunt de zeci și sute de ori mai mari decât Soarele.

Când astfel de giganți se micșorează pe măsură ce îmbătrânesc, ei distorsionează spațiul și timpul atât de mult încât în ​​loc de pitică albă apare o pitică albă. gaura neagra. Atracția sa gravitațională este atât de puternică încât chiar și acele obiecte care se mișcă cu viteza luminii nu o pot depăși. Dimensiunile gaurii sunt caracterizate de raza gravitationala. Aceasta este raza sferei delimitată de orizontul evenimentelor. Reprezintă o limită spațiu-timp. Orice corp cosmic, depășindu-l, dispare pentru totdeauna și nu se întoarce niciodată înapoi.

Există multe teorii despre găurile negre. Toate se bazează pe teoria gravitației, deoarece gravitația este una dintre cele mai importante forțe ale Universului. Și principala sa calitate este versatilitate. Cel puțin, astăzi nu a fost descoperit niciun obiect spațial care să nu aibă interacțiune gravitațională.

Există o presupunere că printr-o gaură neagră poți intra într-o lume paralelă. Adică este un canal către o altă dimensiune. Totul este posibil, dar orice afirmație cere dovezi practice. Cu toate acestea, niciun muritor nu a reușit încă să efectueze un astfel de experiment.

Astfel, ciclul de viață al unei stele este format din mai multe etape. În fiecare dintre ele, luminarul apare într-o anumită capacitate, care este radical diferită de cele anterioare și viitoare. Aici se află unicitatea și misterul. spațiul cosmic. Cunoscându-l, începi involuntar să crezi că o persoană trece și ea prin mai multe etape în dezvoltarea sa. Și coaja în care existăm acum este doar o etapă de tranziție către o altă stare. Dar această concluzie necesită din nou o confirmare practică..

Format prin condensarea mediului interstelar. Prin observații, a fost posibil să se determine că stelele au apărut în timpuri diferiteși se ridică și astăzi.

Principala problemă în evoluția stelelor este problema originii energiei lor, datorită căreia acestea strălucesc și emit cantități uriașe de energie. Anterior, au fost prezentate multe teorii care au fost concepute pentru a identifica sursele de energie ale stelelor. 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 lungă perioadă 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 se transformă în heliu, iar energia eliberată trece prin intestinele stelei, este transformată și emisă în spațiul cosmic (de remarcat că, cu cât temperatura este mai mare, cu atât mai repede apar aceste reacții; aceasta este de ce 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 destul de densă de gaz. Presiunea din interiorul mingii nu este încă capabilă să echilibreze forțele de atracție, așa că se va micșora (poate că în acest moment se vor forma aglomerații cu masă mai mică în jurul stelei, care în cele din urmă se vor transforma în planete). Când este comprimat, temperatura crește. Astfel, steaua se instalează treptat pe secvența principală. Apoi presiunea gazului din interiorul stelei echilibrează gravitația și protostea se transformă într-o stea.

Stadiul incipient al evoluției stelei este foarte mic și steaua în acest moment este scufundată într-o nebuloasă, așa că protostea este foarte greu de detectat.

Conversia 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 începe să se umfle. În plus, dacă o stea are mai puțin de 1,2 mase solare, se pierde stratul exterior(formarea unei nebuloase planetare).

După ce plicul se separă de stea, straturile sale interioare, foarte fierbinți, sunt expuse și, între timp, plicul 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 care se va răci treptat, se va transforma într-o pitică albă. Răcindu-se treptat, se transformă în pitici negre invizibile. Piticile negre sunt stele foarte dense și reci, puțin mai mari decât Pământul, dar cu o masă comparabilă cu masa 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 explozie de supernova. Steaua care arde își mărește luminozitatea de sute de milioane de ori în câteva secunde. Astfel de focare apar extrem de rar. În galaxia noastră, o explozie de supernovă are loc aproximativ o dată la fiecare sută de ani. După un astfel de focar, rămâne o nebuloasă, care are multe emisii radio și se împrăștie, de asemenea, foarte repede, și o așa-numită stea neutronică (mai multe despre asta puțin mai târziu). Pe lângă emisiile radio enorme, o astfel de nebuloasă va fi și o sursă de radiație cu raze X, dar această radiație este absorbită de atmosfera pământului și, prin urmare, poate fi observată doar din spațiu.

Există mai multe ipoteze despre cauza exploziilor stelelor (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 rată catastrofală dimensiuni mici aproximativ 10 km, iar densitatea sa în această stare este de 10 17 kg/m 3, care este aproape de densitate nucleul atomic. Această stea este formată din neutroni (în același timp, electronii sunt presați în protoni), motiv pentru care se numește "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 denumite astfel datorită emisiei pe termen scurt a impulsurilor radio. Aceste. steaua pare să „clipească”. Această descoperire a fost făcută complet 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, conul axei magnetice sclipește constant pe lângă privirea noastră, care formează un unghi cu axa de rotație.

Un pulsar poate fi detectat pentru noi doar în condițiile de orientare a axei magnetice, iar acesta este aproximativ 5% din numărul lor total. Unii pulsari nu sunt localizați în nebuloasele radio, deoarece nebuloasele se disipă relativ repede. După o sută de mii de ani, aceste nebuloase încetează să mai fie vizibile, iar vârsta pulsarilor este de zeci de milioane de ani.

Dacă masa unei stele depășește 2,5 solare, atunci la sfârșitul existenței sale va părea să se prăbușească pe ea însăși și să fie 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 tot ceea ce s-a spus mai sus, este clar că stadiul final al evoluției unei stele depinde de masa ei, dar este necesar să se țină cont și de pierderea inevitabilă a acestei mase și rotație.

INTRODUCERE

CAPITOLUL 1. Evoluţia stelelor

CAPITOLUL 2.Fuziunea termonucleară în interiorul stelelor și nașterea stelelor

CAPITOLUL 3. Ciclul mijlociu al unei stele

CAPITOLUL 4. Anii de mai târziu și moartea stelelor

CONCLUZIE

Literatură

INTRODUCERE

Sursele științifice moderne indică faptul că universul este format din 98% stele, care „la rândul lor” sunt elementul principal al galaxiei. Sursele de informații dau definiții diferite acest concept, iată câteva dintre ele:

O stea este un corp ceresc în care au avut loc, au avut loc sau vor avea loc reacții termonucleare. Stelele sunt bile masive luminoase de gaz (plasmă). Format dintr-un mediu gaz-praf (hidrogen și heliu) ca rezultat al compresiei gravitaționale. Temperatura materiei din interiorul stelelor este măsurată în milioane de kelvin, iar pe suprafața lor - în mii de kelvin. Energia marii majorități a stelelor este eliberată ca urmare a reacțiilor termonucleare care transformă hidrogenul în heliu, care au loc la temperaturi ridicate în regiunile interne. Stelele sunt adesea numite corpurile principale ale Universului, deoarece conțin cea mai mare parte a materiei luminoase din natură.

Stelele sunt obiecte uriașe sferic, constând din heliu și hidrogen, precum și din alte gaze. Energia unei stele este conținută în miezul său, unde heliul interacționează cu hidrogenul în fiecare secundă.

La fel ca tot ce este organic în universul nostru, stelele apar, se dezvoltă, se schimbă și dispar - acest proces durează miliarde de ani și se numește procesul de „Evoluție a Stelei”.

CAPITOLUL 1. Evoluţia stelelor

Evoluția stelelor- succesiunea modificărilor pe care o suferă o stea în timpul vieții sale, adică pe parcursul a sute de mii, milioane sau miliarde de ani în timp ce emite lumină și căldură.

O stea își începe viața ca un nor rece, rarefiat de gaz interstelar (un mediu gazos rarefiat care umple tot spațiul dintre stele), comprimându-se sub influența propriei gravitații și luând treptat forma unei bile. Când este comprimată, energia gravitațională (interacțiunea fundamentală universală dintre toate corpurile materiale) se transformă în căldură, iar temperatura obiectului crește. Când temperatura din centru atinge 15-20 milioane K, încep reacțiile termonucleare și compresia se oprește. Obiectul devine o stea cu drepturi depline. Prima etapă a vieții unei stele este similară cu cea solară - este dominată de reacțiile ciclului hidrogenului. Rămâne în această stare cea mai mare parte a vieții sale, fiind pe secvența principală a diagramei Hertzsprung-Russell (Fig. 1) (care arată relația dintre magnitudinea absolută, luminozitate, tipul spectral și temperatura de suprafață a stelei, 1910), până când rezervele de combustibil din miezul său. Când tot hidrogenul din centrul stelei este transformat în heliu, se formează un miez de heliu și arderea termonucleară a hidrogenului continuă la periferia sa. În această perioadă, structura stelei începe să se schimbe. Luminozitatea sa crește, straturile sale exterioare se extind, iar temperatura de suprafață scade - steaua devine o gigantă roșie, care formează o ramură pe diagrama Hertzsprung-Russell. Steaua petrece mult mai puțin timp pe această ramură decât pe secvența principală. Când masa acumulată a miezului de heliu devine semnificativă, acesta nu își poate suporta propria greutate și începe să se micșoreze; dacă steaua este suficient de masivă, creșterea temperaturii poate determina transformarea termonucleară suplimentară a heliului în elemente mai grele (heliul în carbon, carbonul în oxigen, oxigenul în siliciu și, în final, siliciul în fier).

Orez. 1. Diagrama Hertzsprung-Russell

Evoluția unei stele de clasa G folosind exemplul Soarelui

CAPITOLUL 2. Fuziunea termonucleară în interiorul stelelor

Până în 1939, s-a stabilit că sursa energiei stelare a fost fuziunea termonucleară care are loc în intestinele stelelor. Majoritatea stelelor radiază deoarece în miezul lor patru protoni se combină printr-o serie de pași intermediari într-o singură particulă alfa. Această transformare poate avea loc în două moduri principale, numite ciclu proton-proton sau p-p și ciclu carbon-azot sau CN. În stelele cu masă mică, eliberarea de energie este asigurată în principal de primul ciclu, în stelele grele - de al doilea. Furnizarea de combustibil nuclear într-o stea este limitată și este cheltuită în mod constant pentru radiații. Procesul de fuziune termonucleară, care eliberează energie și modifică compoziția materiei stelei, în combinație cu gravitația, care tinde să comprime steaua și, de asemenea, eliberează energie, precum și radiația de la suprafață, care duce energia eliberată, sunt principalele forțe motrice ale evoluției stelare.

Nașterea Stelelor

Evoluția unei stele începe într-un nor molecular gigant, numit și leagăn stelar. Majoritatea spațiului „gol” dintr-o galaxie conține de fapt între 0,1 și 1 moleculă pe cm³. Norul molecular are o densitate de aproximativ un milion de molecule pe cm³. Masa unui astfel de nor depășește masa Soarelui de 100.000-10.000.000 de ori datorită dimensiunii sale: de la 50 la 300 de ani lumină.

În timp ce norul se rotește liber în jurul centrului galaxiei sale natale, nu se întâmplă nimic. Cu toate acestea, din cauza neomogenității câmpului gravitațional, în acesta pot apărea perturbări, ducând la concentrații locale de masă. Astfel de perturbări provoacă colapsul gravitațional al norului. Unul dintre scenariile care duc la aceasta este ciocnirea a doi nori. Un alt eveniment care provoacă colapsul ar putea fi trecerea unui nor prin brațul dens al unei galaxii spirale. De asemenea, un factor critic ar putea fi explozia unei supernove din apropiere, a cărei undă de șoc se va ciocni cu norul molecular cu o viteză enormă. Este, de asemenea, posibil ca galaxiile să se ciocnească, ceea ce ar putea provoca o explozie de formare de stele, deoarece norii de gaz din fiecare galaxie sunt comprimați în urma coliziunii. În general, orice neomogenități în forțele care acționează asupra masei norului pot iniția procesul de formare a stelelor.

Datorită neomogenităților apărute, presiunea gazului molecular nu mai poate împiedica comprimarea ulterioară, iar gazul începe să se adune în jurul centrului viitoarei stele sub influența forțelor de atracție gravitațională. Jumătate din energia gravitațională eliberată este destinată încălzirii norului, iar jumătate din radiația luminoasă. În nori, presiunea și densitatea cresc spre centru, iar prăbușirea părții centrale are loc mai repede decât la periferie. Pe măsură ce se contractă, calea liberă medie a fotonilor scade, iar norul devine din ce în ce mai puțin transparent la propria sa radiație. Acest lucru duce la o creștere mai rapidă a temperaturii și o creștere și mai rapidă a presiunii. Ca urmare, gradientul de presiune echilibrează forța gravitațională și se formează un miez hidrostatic, cu o masă de aproximativ 1% din masa norului. Acest moment este invizibil. Evoluția ulterioară a protostelei este acumularea de materie care continuă să cadă pe „suprafața” nucleului, care datorită acestui lucru crește în dimensiune. Masa de materie care se mișcă liber din nor este epuizată și steaua devine vizibilă în domeniul optic. Acest moment este considerat sfârșitul fazei protostelare și începutul fazei de stea tânără.