Ceea ce se formează în procesul evoluției stelare. Nașterea și evoluția stelelor: fabrica uriașă a universului. Etapa secvenței principale

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 au fost rezervele sale, dar cândva vor fi epuizate. Și ce se va întâmpla cu lumina? Există un răspuns la această întrebare. Ciclul de viață al unei stele poate fi studiat din alte formațiuni spațiale similare. Într-adevăr, în spațiu există adevărați patriarhi, 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.

Prin urmare, 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 în timpul vieții lor.

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

Prin urmare, se poate spune cu certitudine că când rezervele de hidrogen din partea centrală a Soarelui sunt epuizate, cea termică reacție nucleară nu se va opri. Zona în care acest proces va continua va începe să se miște spre suprafața luminii noastre. Dar, în același timp, forțele gravitaționale nu vor mai putea influența presiunea care se formează ca urmare a unei reacții termonucleare.

Prin urmare, 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 și într-un stadiu incipient în timpul formării stelelor. Numai în al doilea caz uriașul roșu se micșorează și se transformă în steaua secvenței principale. Adică într-una în care are loc reacția de sinteză a heliului din hidrogen. Într-un cuvânt, cu ce începe ciclul de viață al unei stele, așa se termină.

Soarele nostru va crește atât de mult în dimensiune încât va înghiți cele mai apropiate planete. Acestea sunt Mercur, Venus și Pământ. Dar nu trebuie să-ți fie frică. Lumina 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 și, după milenii, 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. Iar în centru va fi un miez de heliu lipsit de energie. Sub influența forțelor gravitaționale, se va micșora și, în final, se va transforma într-o formațiune spațială 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 va scădea de 10 mii de ori. În același timp, masa va fi comparabilă cu cea solară actuală, iar densitatea va fi de peste un milion de ori. Există o mulțime de astfel de pitice albe în Galaxia noastră. Numărul lor este de 10%. numărul total stele.

Trebuie remarcat faptul că piticele albe sunt hidrogen și heliu. Dar nu vom urca în sălbăticie, ci doar observăm că, cu o compresie puternică, se poate produce colapsul gravitațional. Și aceasta este plină de o explozie colosală. În același timp, se observă o explozie de supernovă. Termenul „supernova” caracterizează nu vârsta, ci luminozitatea blițului. Doar că pitica albă nu a fost vizibilă în abisul cosmic de mult timp și deodată a apărut o strălucire strălucitoare.

Majoritatea supernovelor care explodează se împrăștie în spațiu cu mare viteză. Și partea centrală rămasă este comprimată într-o formațiune și mai densă și se numește stea neutronică. Acest produs final evolutie stelar. Masa sa este comparabilă cu cea a soarelui, iar raza sa atinge doar câteva zeci de kilometri. Un cub cm stea neutronică 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 soarele obișnuiți, care sunt presărați cu cerul de noapte al Pământului.

Trebuie să spun că ciclul de viață al unei stele este direct legat de masa ei. Dacă corespunde cu masa Soarelui nostru sau mai mică decât aceasta, atunci apare la sfârșitul vieții pitic alb. 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 în procesul de îmbătrânire, ei distorsionează spațiul și timpul în așa fel încât, în loc de o pitică albă, gaură neagră. Atracția sa gravitațională este atât de puternică încât chiar și acele obiecte care se mișcă cu viteza luminii nu o pot depăși. Mărimea găurii caracterizează raza gravitațională. Aceasta este raza sferei delimitată de orizontul evenimentelor. Reprezintă limita spațiu-timp. Orice corp cosmic, depășindu-l, dispare pentru totdeauna și nu se mai întoarce niciodată.

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

Există o presupunere că printr-o gaură neagră poți intra o lume paralelă. Adică este un canal către o altă dimensiune. Totul este posibil, dar orice afirmație necesită 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 acționează într-o anumită capacitate, care este fundamental diferită de cele anterioare și viitoare. Aceasta este unicitatea și misterul spațiului cosmic. Când ajungi să-l cunoști, începi involuntar să crezi că o persoană trece și ea prin mai multe etape în dezvoltarea sa. Iar coaja în care existăm acum este doar o etapă de tranziție către o altă stare. Dar această concluzie, din nou, necesită o confirmare practică..

Este destul de firesc ca stelele să nu fie ființe vii, dar trec și prin stadii evolutive asemănătoare nașterii, vieții și morții. Ca o persoană, o vedetă suferă schimbări radicale de-a lungul vieții. Dar trebuie remarcat faptul că ei trăiesc, evident, mai mult - milioane și chiar miliarde de ani pământeni.

Cum se nasc vedetele? Inițial, după big bang, materia din univers a fost distribuită inegal. Stelele au început să se formeze în nebuloase - nori giganți praf interstelarși gaze, în principal hidrogen. Această materie este afectată de gravitație și o parte a nebuloasei este comprimată. Apoi se formează nori rotunzi și denși de gaz și praf - globule Bok. Pe măsură ce o astfel de globulă continuă să se îngroașă, masa sa crește datorită atracției materiei din nebuloasă spre ea însăși. În partea interioară a globului, forța gravitațională este cea mai puternică și începe să se încălzească și să se rotească. Acesta este deja un protostar. Atomii de hidrogen încep să se bombardeze unul pe altul și astfel generează o cantitate mare de energie. În cele din urmă, temperatura părții centrale atinge o temperatură de ordinul a cincisprezece milioane de grade Celsius, se formează nucleul unei noi stele. Nou-născutul se aprinde, începe să ardă și să strălucească. Cât timp va continua aceasta depinde de masa stelei născute. Ce am spus la ultima noastră întâlnire. Cu cât masa este mai mare, cu atât durata de viață a stelei este mai scurtă.
Apropo, depinde de masă dacă o protostea poate deveni o stea. Conform calculelor, pentru ca acest corp ceresc contractat să se transforme într-o stea, masa lui trebuie să fie de cel puțin 8% din masa Soarelui. O globulă mai mică, care se condensează, se va răci treptat și se va transforma într-un obiect de tranziție, ceva între o stea și o planetă. Astfel de obiecte se numesc pitici maro.

Planeta Jupiter, de exemplu, este prea mică pentru a fi o stea. Dacă Jupiter ar fi mai masiv, poate că reacțiile termonucleare ar începe în adâncurile sale, iar sistemul nostru solar ar fi un sistem stea dublă. Dar totul e poezie...

Deci, etapa principală a vieții unei stele. Cel mai a existenței sale, steaua se află într-o stare de echilibru. Forța gravitației tinde să comprime steaua, iar energia eliberată ca urmare a reacțiilor termonucleare care au loc în stea forțează steaua să se extindă. Aceste două forțe creează o poziție stabilă de echilibru - atât de stabilă încât steaua trăiește astfel milioane și miliarde de ani. Această fază a vieții unei stele își asigură locul în secvența principală. -

După ce a strălucit milioane de ani, o stea mare, adică o stea de cel puțin șase ori mai grea decât Soarele, începe să se ardă. Când nucleul rămâne fără hidrogen, steaua se extinde și se răcește, transformându-se într-o supergigantă roșie. Acest supergigant se va contracta apoi până când va exploda în cele din urmă într-o explozie fulgerătoare monstruoasă și dramatică cunoscută sub numele de supernovă. Trebuie remarcat aici că supergiganții albastre foarte masive ocolesc etapa de transformare într-o supergigantă roșie și explodează mult mai repede într-o supernovă.
Dacă nucleul de supernova rămas este mic, atunci începe contracția sa catastrofală (colapsul gravitațional) într-o stea neutronică foarte densă, iar dacă este suficient de mare, se va contracta și mai mult, formând o gaură neagră.

O moarte ușor diferită pentru o stea obișnuită. O astfel de stea trăiește mai mult și moare cu o moarte mai liniștită. Soarele, de exemplu, va arde încă cinci miliarde de ani înainte ca hidrogenul din miezul său să se epuizeze. Straturile sale exterioare se vor extinde și se vor răci apoi; se formează o gigantă roșie. Sub această formă, o stea poate exista timp de aproximativ 100 de milioane de ani pe heliul format în timpul vieții sale în miezul său. Dar și heliul arde. În plus, straturile exterioare vor fi distruse - formează o nebuloasă planetară, iar o pitică albă densă se va micșora din miez. Deși pitica albă este suficient de fierbinte, în cele din urmă se va răci, transformându-se într-o stea moartă, care se numește pitică neagră.

Ocupă un punct în colțul din dreapta sus: are o luminozitate mare și temperatura scazuta. Radiația principală are loc în domeniul infraroșu. Radiațiile din învelișul rece de praf ajung la noi. În procesul de evoluție, poziția stelei pe diagramă se va schimba. Singura sursă de energie în acest stadiu este contracția gravitațională. Prin urmare, steaua se mișcă destul de repede paralel cu axa y.

Temperatura suprafeței nu se modifică, dar raza și luminozitatea scad. Temperatura din centrul stelei crește, atingând o valoare la care încep reacțiile cu elemente ușoare: litiu, beriliu, bor, care se ard rapid, dar reușesc să încetinească compresia. Traseul se întoarce paralel cu axa y, temperatura de pe suprafața stelei crește, iar luminozitatea rămâne aproape constantă. În cele din urmă, în centrul stelei încep reacțiile de formare a heliului din hidrogen (combustia hidrogenului). Steaua intră în secvența principală.

Durata etapei inițiale este determinată de masa stelei. Pentru stele precum Soarele, este de aproximativ 1 milion de ani, pentru o stea cu masa de 10 M☉ de aproximativ 1000 de ori mai mică, iar pentru o stea cu masa de 0,1 M☉ de mii de ori mai mult.

Stele tinere de masă mică

La începutul evoluției sale, o stea de masă mică are un miez radiant și o înveliș convectiv (Fig. 82, I).

În etapa secvenței principale, steaua strălucește datorită eliberării de energie în reacțiile nucleare de conversie a hidrogenului în heliu. Furnizarea cu hidrogen asigură luminozitatea unei stele de masa 1 M☉ Aproximativ în decurs de 10 10 ani. Stelele cu masă mai mare consumă hidrogen mai repede: de exemplu, o stea cu masa de 10 M☉ va consuma hidrogen în mai puțin de 10 7 ani (luminozitatea este proporțională cu puterea a patra a masei).

stele de masă mică

Pe măsură ce hidrogenul se arde, regiunile centrale ale stelei sunt puternic comprimate.

Stele de masă mare

După intrarea în secvența principală, evoluția unei stele de masă mare (>1,5 M☉) este determinată de condițiile de ardere a combustibilului nuclear în interiorul stelei. În etapa secvenței principale, aceasta este arderea hidrogenului, dar spre deosebire de stelele cu masă mică, reacțiile ciclului carbon-azot domină în miez. În acest ciclu, atomii de C și N joacă rolul de catalizatori. Rata de eliberare a energiei în reacțiile unui astfel de ciclu este proporțională cu T 17 . Prin urmare, în miez se formează un miez convectiv, înconjurat de o zonă în care transferul de energie este efectuat prin radiație.

Luminozitatea stelelor de masă mare este mult mai mare decât luminozitatea Soarelui, iar hidrogenul este consumat mult mai repede. Acest lucru se datorează faptului că temperatura în centrul unor astfel de stele este, de asemenea, mult mai ridicată.

Pe măsură ce proporția de hidrogen din substanța miezului convectiv scade, rata de eliberare a energiei scade. Dar, deoarece rata de eliberare este determinată de luminozitate, miezul începe să se micșoreze, iar rata de eliberare a energiei rămâne constantă. În același timp, steaua se extinde și trece în regiunea giganților roșii.

stele de masă mică

În momentul în care hidrogenul este complet ars, se formează un miez mic de heliu în centrul unei stele cu masă mică. În miez, densitatea materiei și temperatura ajung la 10 9 kg/m și, respectiv, 10 8 K. Arderea hidrogenului are loc la suprafața nucleului. Pe măsură ce temperatura din miez crește, viteza de ardere a hidrogenului crește, iar luminozitatea crește. Zona radiantă dispare treptat. Și din cauza creșterii vitezei fluxurilor convective, straturile exterioare ale stelei se umflă. Dimensiunea și luminozitatea ei cresc - steaua se transformă într-o gigantă roșie (Fig. 82, II).

Stele de masă mare

Când hidrogenul unei stele de masă mare este complet epuizat, în miez începe o reacție triplă cu heliu și în același timp reacția de formare a oxigenului (3He => C și C + He => 0). În același timp, hidrogenul începe să ardă pe suprafața miezului de heliu. Apare prima sursă de strat.

Rezerva de heliu se epuizează foarte repede, deoarece în reacțiile descrise în fiecare act elementar, se eliberează relativ puțină energie. Imaginea se repetă, iar în stea apar două surse de straturi, iar reacția C + C => Mg începe în miez.

Traseul evolutiv în acest caz se dovedește a fi foarte complex (Fig. 84). În diagrama Hertzsprung-Russell, steaua se mișcă de-a lungul succesiunii de giganți sau (cu o masă foarte mare în regiunea supergigant) devine periodic un cephei.

Stele vechi de masă mică

Într-o stea de masă mică, în cele din urmă, viteza fluxului convectiv la un anumit nivel atinge viteza a doua spațială, învelișul se desprinde, iar steaua se transformă într-o pitică albă, înconjurată de o nebuloasă planetară.

Urma evolutivă a unei stele de masă mică pe diagrama Hertzsprung-Russell este prezentată în Figura 83.

Moartea stelelor de masă mare

La sfârșitul evoluției, o stea de masă mare are o structură foarte complexă. Fiecare strat are al lui compoziție chimică, reacțiile nucleare apar în mai multe surse stratificate, iar în centru se formează un miez de fier (Fig. 85).

Reacțiile nucleare cu fier nu au loc, deoarece necesită cheltuirea (și nu eliberarea) de energie. Prin urmare, miezul de fier este comprimat rapid, temperatura și densitatea în el cresc, atingând valori fantastice - o temperatură de 10 9 K și o presiune de 10 9 kg / m 3. material de pe site

În acest moment încep două procese cele mai importante, care se desfășoară în nucleu simultan și foarte rapid (aparent, în câteva minute). Primul este că în timpul ciocnirii nucleelor, atomii de fier se descompun în 14 atomi de heliu, al doilea este că electronii sunt „presați” în protoni, formând neutroni. Ambele procese sunt asociate cu absorbția energiei, iar temperatura din miez (și presiunea) scade instantaneu. Straturile exterioare ale stelei încep să cadă spre centru.

Căderea straturilor exterioare duce la o creștere bruscă a temperaturii în ele. Hidrogenul, heliul, carbonul încep să ardă. Aceasta este însoțită de un flux puternic de neutroni care vine din miezul central. Ca urmare, are loc o explozie nucleară puternică, aruncând straturile exterioare ale stelei, care conțin deja toate elementele grele, până la californiu. De vederi moderne toți atomii elementelor chimice grele (adică, mai grei decât heliul) s-au format în Univers tocmai în erupții.

Să luăm în considerare pe scurt principalele etape ale evoluției stelelor.

Modificări ale caracteristicilor fizice, structurii interne și compoziției chimice ale unei stele în timp.

Fragmentarea materiei. .

Se presupune că stelele se formează în timpul comprimării gravitaționale a fragmentelor unui nor de gaz și praf. Deci, așa-numitele globule pot fi locurile de formare a stelelor.

Un globul este un nor interstelar dens de praf molecular opac (gaz și praf), care se observă pe fundalul norilor luminoși de gaz și praf sub forma unei formațiuni rotunde întunecate. Este format în principal din hidrogen molecular (H 2) și heliu ( El ) cu un amestec de molecule de alte gaze și particule solide de praf interstelar. Temperatura gazului din globulă (în principal temperatura hidrogenului molecular) T≈ 10 ore 50K, densitate medie n~ 10 5 particule / cm 3, care este cu câteva ordine de mărime mai mare decât în ​​cei mai denși nori obișnuiți de gaz și praf, diametrul D~ 0,1 h 1 . Masa globulelor M≤ 10 2 × M ⊙ . Unele globule conțin tipuri tinere T Taur.

Norul este comprimat de propria sa gravitație din cauza instabilității gravitaționale, care poate apărea fie spontan, fie ca rezultat al interacțiunii norului cu o undă de șoc de la un flux de vânt stelar supersonic de la o altă sursă de formare stelară din apropiere. Sunt posibile și alte motive pentru apariția instabilității gravitaționale.

Studiile teoretice arată că în condițiile care există în norii moleculari obișnuiți (T≈ 10 ÷ 30K și n ~ 10 2 particule / cm 3), cea inițială poate apărea în volume de nor cu masa M≥ 10 3 × M ⊙ . Într-un astfel de nor care se contractă, este posibilă o descompunere în continuare în fragmente mai puțin masive, fiecare dintre acestea fiind, de asemenea, comprimat sub influența propriei gravitații. Observațiile arată că în Galaxie, în procesul de formare a stelelor, nu se naște una, ci un grup de stele cu mase diferite, de exemplu, un grup de stele deschis.

Odată cu compresia în regiunile centrale ale norului, densitatea crește, drept urmare vine un moment în care substanța acestei părți a norului devine opac la propria radiație. În măruntaiele norului are loc o condensare densă stabilă, pe care astronomii o numesc oh.

Fragmentarea materiei - dezintegrarea unui nor de praf molecular în părți mai mici, a căror mai departe duce la apariția.

este un obiect astronomic care se află în stadiul , de la care după ceva timp (pentru masa solară de data aceasta T~ 10 8 ani) se formează normal.

Odată cu o cădere suplimentară a materiei din învelișul gazos pe nucleu (acreție), masa acestuia din urmă și, în consecință, temperatura și creșterea atât de mult încât gazul și presiunea radiantă sunt comparate cu forțele . Compresia nucleului se oprește. Cel format este înconjurat de o înveliș de gaz-praf care este opac pentru radiația optică, trecând doar radiații infraroșii și cu unde mai lungi către exterior. Un astfel de obiect (-cocon) este observat ca o sursă puternică de radiații radio și infraroșii.

Odată cu o creștere suplimentară a masei și temperaturii miezului, presiunea ușoară oprește acumularea, iar rămășițele carcasei se dispersează în spațiul cosmic. Apare un tânăr caracteristici fizice care depind de masa şi compoziţia chimică iniţială a acestuia.

Principala sursă de energie pentru o stea care se naște este, aparent, energia eliberată în timpul contracției gravitaționale. Această ipoteză rezultă din teorema virială: într-un sistem staționar, suma energiei potențiale E p toți membrii sistemului și de două ori energia cinetică 2 E la dintre acești termeni este zero:

E p + 2 E c = 0. (39)

Teorema este valabilă pentru sistemele de particule care se deplasează într-o regiune limitată a spațiului sub acțiunea unor forțe a căror mărime este invers proporțională cu pătratul distanței dintre particule. Rezultă că energia termică (cinetică) este egală cu jumătate din energia gravitațională (potențială). Când o stea este comprimată, energia totală a stelei scade, în timp ce energia gravitațională scade: jumătate din modificarea energiei gravitaționale părăsește steaua prin radiație, iar energia termică a stelei crește datorită celei de-a doua jumătăți.

Stele tinere de masă mică(până la trei mase solare), care sunt în drum spre secvența principală, sunt complet convective; procesul de convecție acoperă toate zonele stelei. Acestea sunt încă, de fapt, protostele, în centrul cărora reacțiile nucleare abia încep și toate radiațiile se datorează în principal. Nu a fost încă stabilit dacă stelele scad la o temperatură efectivă constantă. În diagrama Hertzsprung-Russell, astfel de stele formează o cale aproape verticală, numită calea Hayashi. Pe măsură ce compresia încetinește, cel tânăr se apropie de secvența principală.

Pe măsură ce steaua se contractă, presiunea gazului electron degenerat începe să crească, iar când se atinge o anumită rază a stelei, contracția se oprește, ceea ce oprește creșterea în continuare a temperaturii centrale cauzată de contracție și apoi scăderea acesteia. . Pentru stelele cu mase solare mai mici de 0,0767, acest lucru nu se întâmplă: energia eliberată în timpul reacțiilor nucleare nu va fi niciodată suficientă pentru a echilibra presiunea internă și . Astfel de „stele subterane” radiază mai multă energie decât se formează în timpul reacțiilor nucleare și aparțin așa-numitelor; soarta lor este o contracție constantă până când presiunea gazului degenerat o oprește și apoi o răcire treptată cu încetarea tuturor reacțiilor nucleare care au început..

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

Stele cu o masă mai mare de 8 mase solareau deja caracteristicile stelelor normale, deoarece au trecut prin toate etapele intermediare și au reușit să realizeze o astfel de rată a reacțiilor nucleare încât să compenseze pierderea de energie prin radiație în timp ce se acumulează masa nucleului. În aceste stele, fluxul de masă este atât de mare încât nu numai că oprește colapsul regiunilor exterioare ale norului molecular care nu au devenit încă parte a stelei, ci, dimpotrivă, le dezgheță. Astfel, masa stelei formate este vizibil mai mică decât masa norului protostelar.

Secvența principală

Temperatura stelei crește până când în regiunile centrale atinge valori suficiente pentru a declanșa reacțiile termonucleare, care devin apoi principala sursă de energie pentru stea. Pentru stele masive ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) este „combustia” hidrogenului în ciclul carbonului; pentru stelele cu o masă egală sau mai mică decât masa Soarelui, energia este eliberată într-o reacție proton-proton. trece în stadiul de echilibru și își ia locul pe secvența principală a diagramei Hertzsprung-Russell: într-o stea cu masă mare, temperatura în miez este foarte ridicată ( T ≥ 3 × 107 K ), producția de energie este foarte intensă, - pe secvența principală ocupă un loc deasupra Soarelui în regiunea timpurii ( O … A , (F )); într-o stea de masă mică, temperatura în miez este relativ scăzută ( T ≤ 1,5 × 107 K ), producția de energie nu este atât de intensă, - pe secvența principală are loc în apropierea sau sub Soare în regiunea de mai târziu (( F), G, K, M).

Petrece până la 90% din timpul alocat de natură pentru existența sa pe secvența principală. Timpul pe care îl petrece o stea în etapa secvenței principale depinde și de masă. Da, cu masa M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O sau B se află în stadiul secvenței principale de aproximativ 10 7 ani, în timp ce pitica roșie K 5 cu masa M ≈ 0,5 × M ⊙ se află în stadiul secvenței principale de aproximativ 10 11 ani, adică un timp comparabil cu vârsta Galaxiei. Stele fierbinți masive trec rapid în următoarele etape de evoluție, piticii reci sunt în stadiul secvenței principale tot timpul existenței Galaxiei. Se poate presupune că piticele roșii sunt tipul principal de populație a Galaxiei.

Gigant roșu (supergigant).

Arderea rapidă a hidrogenului în regiunile centrale ale stelelor masive duce la apariția unui miez de heliu în ele. Cu o fracțiune din masa hidrogenului de câteva procente în nucleu, reacția carbonului de conversie a hidrogenului în heliu se oprește aproape complet. Miezul se contractă, ceea ce duce la o creștere a temperaturii sale. Ca urmare a încălzirii cauzate de contracția gravitațională a miezului de heliu, hidrogenul „se aprinde” și eliberarea de energie începe într-un strat subțire situat între miez și învelișul extins al stelei. Învelișul se extinde, raza stelei crește, temperatura efectivă scade și crește. „părăsește” secvența principală și trece în următoarea etapă de evoluție - în stadiul unei gigante roșii sau, dacă masa stelei M > 10 × M⊙ , în stadiul de supergigantă roșie.

Odată cu creșterea temperaturii și a densității, heliul începe să „arde” în miez. La T ~ 2 × 10 8 K și r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm 3 începe o reacție termonucleară, care se numește triplă A -proces: din trei A -particule (nuclei de heliu 4 El ) se formează un nucleu stabil de carbon 12 C. Cu masa nucleului stelei M< 1,4 × M ⊙ тройной a - procesul duce la natura explozivă a eliberării de energie - un fulger de heliu, care pentru o anumită stea poate fi repetat de multe ori.

În regiunile centrale ale stelelor masive care se află în stadiul de gigant sau supergigant, o creștere a temperaturii duce la formarea succesivă a miezurilor de carbon, carbon-oxigen și oxigen. După arderea carbonului, apar reacții, ducând la formarea de mai grele elemente chimice, eventual nuclee de fier. Evoluția ulterioară a unei stele masive poate duce la ejectarea cochiliei, o erupție a unei stele ca o Nova sau, cu formarea ulterioară a obiectelor care reprezintă etapa finală în evoluția stelelor: o pitică albă, o stea neutronă sau o stea neagră. gaură.

Etapa finală de evoluție este etapa de evoluție a tuturor stelelor normale după ce acestea și-au epuizat combustibilul termonuclear; încetarea reacțiilor termonucleare ca sursă de energie pentru stea; trecerea unei stele, în funcție de masa ei, la stadiul de pitică albă, sau de o gaură neagră.

Piticele albe sunt ultima etapă în evoluția tuturor stelelor normale cu masa M< 3 ÷ 5 × M ⊙ după epuizarea combustibilului termonuclear de către acești mi. După ce a trecut de stadiul unui gigant roșu (sau subgigant), o astfel de coajă aruncă și expune miezul, care, răcindu-se, devine o pitică albă. Raza mica (R b.c ~ 10 -2 × R ⊙ ) și alb sau albastru-alb (T b.c ~ 10 4 K) a determinat denumirea acestei clase de obiecte astronomice. Masa unei pitici albe este întotdeauna mai mică de 1,4×M⊙ - este dovedit că piticele albe cu mase mari nu pot exista. Cu o masă comparabilă cu masa Soarelui și dimensiuni comparabile cu cele ale planetelor mari ale sistemului solar, piticele albe au o densitate medie uriașă: ρ b.c ~ 10 6 g / cm 3, adică o greutate de 1 cm 3 de materie pitică albă cântărește o tonă! Accelerarea căderii libere pe suprafață g b.c ~ 10 8 cm / s 2 (comparați cu accelerația de pe suprafața Pământului - g c ≈980 cm/s 2). Cu o astfel de sarcină gravitațională asupra regiunilor interioare ale stelei, starea de echilibru a piticii albe este menținută de presiunea gazului degenerat (în principal gazul de electroni degenerat, deoarece contribuția componentei ionice este mică). Amintiți-vă că un gaz se numește degenerat dacă nu există o distribuție maxwelliană a vitezei particulelor. Într-un astfel de gaz, la anumite valori de temperatură și densitate, numărul de particule (electroni) cu orice viteză în intervalul de la v = 0 la v = v max va fi același. v max este determinată de densitatea și temperatura gazului. Cu o masă pitică albă M b.c > 1,4 × M ⊙ viteza maximă a electronilor într-un gaz este comparabilă cu viteza luminii, gazul degenerat devine relativist și presiunea lui nu mai este capabilă să reziste compresiei gravitaționale. Raza piticului tinde spre zero - „se prăbușește” într-un punct.

Atmosferele subțiri și fierbinți ale piticelor albe sunt fie compuse din hidrogen, practic fără alte elemente găsite în atmosferă; sau din heliu, în timp ce în atmosferă există sute de mii de ori mai puțin hidrogen decât în ​​atmosfera stelelor normale. După tipul de spectru, piticele albe aparțin claselor spectrale O, B, A, F. Pentru a „distinge” piticele albe de stelele normale, litera D este plasată în fața denumirii (DOVII, DBVII etc. D este prima literă în cuvânt englezesc Degenerat - degenerat). Sursa de radiație a unei pitice albe este furnizarea de energie termică pe care pitica albă a primit-o în timp ce era nucleul stelei părinte. Multe pitice albe au moștenit de la părintele lor un câmp magnetic puternic, a cărui putere H ~ 10 8 E. Se crede că numărul piticelor albe este de aproximativ 10% din numărul total de stele din Galaxie.

Pe fig. 15 prezintă o fotografie a lui Sirius - cea mai strălucitoare stea de pe cer (α Caine mare; m v = -1 m ,46; clasa A1V). Discul vizibil în imagine este rezultatul iradierii fotografice și al difracției luminii pe lentila telescopului, adică discul stelei în sine nu este rezolvat în fotografie. Razele provenite de pe discul fotografic al lui Sirius sunt urme ale distorsiunii frontului de undă a fluxului luminos asupra elementelor opticei telescopului. Sirius este situat la o distanță de 2,64 de Soare, lumina de la Sirius durează 8,6 ani pentru a ajunge pe Pământ - astfel, este una dintre stele cele mai apropiate de Soare. Sirius este de 2,2 ori mai masiv decât Soarele; M al lui v = +1 m ,43, adică vecinul nostru radiază de 23 de ori mai multă energie decât Soarele.

Unicitatea fotografiei constă în faptul că, împreună cu imaginea lui Sirius, a fost posibilă obținerea unei imagini a satelitului său - satelitul „luminează” cu un punct luminos în stânga lui Sirius. Sirius - telescopic: Sirius însuși este notat cu litera A, iar satelitul său cu litera B. Mărimea aparentă a lui Sirius B m v \u003d +8 m,43, adică este de aproape 10.000 de ori mai slab decât Sirius A. Masa lui Sirius B este aproape exact egală cu masa Soarelui, raza este de aproximativ 0,01 din raza Soarelui, temperatura suprafeței este de aproximativ 12000K, dar Sirius B radiază de 400 de ori mai puțin decât Soarele. Sirius B este o pitică albă tipică. Mai mult, aceasta este prima pitică albă descoperită, de altfel, de Alven Clark în 1862 în timpul observației vizuale cu telescopul.

Sirius A și Sirius B se învârt în comun cu o perioadă de 50 de ani; distanța dintre componentele A și B este de numai 20 UA.

Potrivit remarcii potrivite a lui V.M. Lipunov, „se „coc” în interiorul stelelor masive (cu o masă mai mare de 10×M⊙ )”. Nucleele stelelor care evoluează într-o stea neutronică au 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; după ce sursele de reacții termonucleare se epuizează și părintele ejectează o parte semnificativă a materiei cu o fulgerare, aceste nuclee vor deveni obiecte independente ale lumii stelare cu caracteristici foarte specifice. Comprimarea nucleului stelei părinte se oprește la o densitate comparabilă cu cea nucleară (ρ n. h ~ 10 14 h 10 15 g/cm3). Cu o astfel de masă și densitate, raza celor născuți numai 10 este formată din trei straturi. Stratul exterior (sau crusta exterioară) este format dintr-o rețea cristalină de nuclee atomice fier ( Fe ) cu un posibil amestec mic de nuclee atomice ale altor metale; grosimea crustei exterioare este de numai aproximativ 600 m cu o rază de 10 km. Sub crusta exterioară se află o altă crustă interioară tare, compusă din atomi de fier ( Fe ), dar acești atomi sunt supraîmbogățiți cu neutroni. Grosimea acestei scoarțe≈ 2 km. Crusta interioară se învecinează cu miezul neutronului lichid, procesele fizice în care sunt determinate de proprietățile remarcabile ale lichidului neutronic - superfluiditatea și, în prezența electronilor și protonilor liberi, supraconductivitatea. Este posibil ca chiar în centru materia să conțină mezoni și hiperoni.

Se rotesc rapid în jurul unei axe - de la una la sute de rotații pe secundă. O astfel de rotație în prezența unui câmp magnetic ( H ~ 10 13 h 10 15 Oe) duce adesea la efectul observat de pulsație a radiației stelei în diferite game de unde electromagnetice. Am văzut unul dintre acești pulsari în interiorul Nebuloasei Crabului.

Numărul total viteza de rotație este deja insuficientă pentru ejectarea particulelor, așa că acesta nu poate fi un radio pulsar. Cu toate acestea, este încă mare și capturat camp magnetic steaua neutronică din jur nu poate cădea, adică nu are loc acumularea de materie.

Accretor (pulsar cu raze X). Viteza de rotație este redusă în așa măsură încât acum nimic nu împiedică materia să cadă pe o astfel de stea neutronică. Plasma, căzând, se mișcă de-a lungul liniilor câmpului magnetic și lovește o suprafață solidă din regiunea polilor, încălzindu-se până la zeci de milioane de grade. O substanță încălzită la temperaturi atât de ridicate strălucește în intervalul de raze X. Zona în care materia care se oprește cu suprafața stelei este foarte mică - doar aproximativ 100 de metri. Acest punct fierbinte, din cauza rotației stelei, dispare periodic din vedere, pe care observatorul îl percepe ca pulsații. Astfel de obiecte se numesc pulsari cu raze X.

Georotator. Viteza de rotație a unor astfel de stele neutronice este scăzută și nu împiedică acumularea. Dar dimensiunile magnetosferei sunt astfel încât plasma este oprită de câmpul magnetic înainte de a fi captată de gravitație.

Dacă este o componentă a unui sistem binar apropiat, atunci există un „transfer” de materie de la o stea normală (a doua componentă) la una neutronică. Masa poate depăși pe cea critică (M > 3×M⊙ ), atunci stabilitatea gravitațională a stelei este încălcată, nimic nu poate rezista contracției gravitaționale și „frunze” sub raza sa gravitațională

r g = 2 × G × M/c 2 , (40)

transformându-se într-o gaură neagră. În formula de mai sus pentru r g: M este masa stelei, c este viteza luminii, G este constanta gravitațională.

O gaură neagră este un obiect al cărui câmp gravitațional este atât de mare încât nici o particulă, nici un foton, nici un corp material nu poate atinge a doua viteză cosmică și nu poate scăpa în spațiul cosmic.

O gaură neagră este un obiect singular în sensul că natura fluxului de procese fizice din interiorul acesteia este încă inaccesibilă unei descrieri teoretice. Existența găurilor negre decurge din considerente teoretice, în realitate acestea putând fi localizate în regiunile centrale ale clusterelor globulare, quasari, galaxii gigantice, inclusiv centrul galaxiei noastre.

TEMA # 5. UNIVERSUL

Concepte

Plasmă, stea, gigantă roșie, pitică albă, stea neutronă, „gaura neagră”, galaxie, Metagalaxie, „deplasare spectrală roșie”, parsec, quasar.

Oamenii de știință

William Herschel, Robert Julius Trumpler, Edwin Hubble, Albert Einstein, Vesto Slifer, Christian Doppler, Georgy Antonovich Gamov, Arno Penzias, Robert Wilson.

Întrebări

1. Nașterea și evoluția stelelor.

2. Galaxii.

3. Modelul Universului în expansiune.

4. Teoria Big Bang.

NAȘTEREA ȘI EVOLUȚIA STELELOR

Steaua - minge de plasmă

Se pare că există un număr inimaginabil de stele pe cer. De fapt, cu ochiul liber, cu cea mai ascuțită viziune în cea mai întunecată noapte, nu se pot vedea mai mult de 3 000 de stele, iar în ambele emisfere - nu mai mult de 6 000. De-a lungul a sute de ani de observație, astronomii au catalogat aproximativ un milion de stele. .

Pentru a înțelege ce este o stea, trebuie să ne amintim ce stări ale materiei există. Pe lângă binecunoscutul solid, lichid și gazos, substanța poate fi și în stare de plasmă, când există mulți ioni. Un ion este un atom încărcat. Dacă învelișul exterior al unui atom are un exces sau o lipsă de electroni, acesta devine un ion, respectiv, pozitiv sau negativ. Deci, un ion este un atom încărcat electric. Dacă un gaz conține o proporție semnificativă de ioni, se numește plasmă.

Plasma este un gaz ionizat, adică. un gaz în care ionii pozitivi și electronii se neutralizează reciproc în medie.

O stea este o minge de plasmă.

Surse de energie stelară

Timp de miliarde de ani, stelele eliberează o cantitate imensă de energie în spațiul exterior din jur. Fizica modernă numește două surse posibile ale acesteia - compresia gravitațională și reacțiile termonucleare.

Pentru a înțelege modul în care gravitația alimentează stelele, imaginați-vă, de exemplu, o minge de plumb pe care o ținem la o înălțime H deasupra suprafeței unei plăci de plumb. Forța gravitațională acționează asupra ei din partea Pământului. Mingea are energie, care în fizică se numește potențial, cu alte cuvinte, stocată. După formula cunoscută din curs şcolar fizica, asa este

unde E p este energia potențială, m este masa bilei, g este accelerația de cădere liberă. Mai exact, exprimă valoarea energiei reciproce a două corpuri - mingea și Pământul. Dacă eliberăm mingea din mâini, aceasta va începe să cadă, distanța până la farfurie va scădea și, în consecință, energia ei potențială va scădea. Dar va crește viteza, ceea ce înseamnă că își va crește energia cinetică, cu alte cuvinte, energia mișcării. În acest caz, suma energiei potențiale și cinetice - energia mecanică totală a sistemului "Earth-ball" - va fi conservată. Acest lucru este dovedit de cea mai importantă lege a mecanicii - legea conservării energiei mecanice totale.

Când mingea cade pe farfurie, nu va zbura în sus, dar se va aplatiza oarecum. Dar unde s-a dus energia mecanică totală? Nu a dispărut, ci a trecut într-un alt tip de energie - în energie internă (uneori este numită incorect termic). Atât mingea, cât și locul de pe placa de plumb în care a lovit se vor încălzi puțin. Astfel, gravitația a apropiat mingea și placa și le-a încălzit.

Nașterea stelelor

Să ne imaginăm în întinderile spațiului cosmic un nor imens de praf și gaz, de exemplu, de multe ori mai mare decât sistem solar. Sub influența forțelor gravitaționale, particulele de praf și gaz se vor îngroșa și se vor încălzi. Un proces similar a fost descris de Kant în ipoteza sa nebulară. Norul se poate îngroșa și se poate încălzi timp de milioane de ani. Când temperatura din interiorul acestuia atinge o valoare de ordinul a 10 milioane K, vor începe reacțiile fuziunea termonucleara. Cea mai comună dintre ele, probabil, este reacția de fuziune a nucleelor ​​atomului de hidrogen cu formarea nucleelor ​​atomului de heliu. Începutul său va însemna nașterea unei noi stele. Acesta este unul dintre modelele pentru originea stelelor. Astfel, contracția gravitațională „activează” o reacție termonucleară.

Evoluția stelelor

Contracția gravitațională este prima etapă în evoluția unei stele. Ca urmare, partea centrală a stelei este încălzită la o temperatură de aproximativ 10 – 15 milioane K, înainte de începerea reacției de fuziune termonucleară. Este însoțit de o selecție un numar mare energie.

Stele tinere se află în stadiul de contracție gravitațională inițială. Ele strălucesc datorită transformării energiei potențiale a interacțiunii particulelor în internă.

Procesul de evoluție al unei stele este o confruntare între două forțe puternice. Forțele gravitaționale de interacțiune dintre diferitele regiuni ale stelei tind să o comprime, deoarece acestea sunt forțe atractive. Presiunea internă previne această compresie. Este format din cel puțin trei componente. În primul rând, este presiunea gazului. Dacă, de exemplu, strângi o minge de cauciuc cu mâinile, poți simți presiunea aerului din interior. În al doilea rând, presiunea luminii. (Amintiți-vă presiunea razelor solare pe coada unei comete). În al treilea rând, presiunea rezultată din fragmentele zburătoare ale reacțiilor termonucleare. În timpul fuziunii nucleelor, din ele sunt emiși neutroni. Debitele lor exercită și presiune. (Amintiți-vă care este presiunea unui gaz. Moleculele sale se ciocnesc de pereții vasului. Efectul lor combinat este presiunea gazului). Explozia unei bombe termonucleare provoacă un val care are o putere distructivă extraordinară. Bombele termonucleare explodează în interiorul stelei în fiecare secundă. Dar acțiunea lor este înfrânată de puternici forte gravitationale. În mod uimitor, duelul dintre două forțe egale - presiunea internă totală și gravitația - durează miliarde de ani.

giganți roșii

Deoarece reacția de fuziune are loc în regiunea centrală a Soarelui, pe măsură ce hidrogenul este transformat în heliu, în el se formează un miez de heliu din ce în ce mai mare. Reacțiile termonucleare continuă, dar într-un strat subțire lângă suprafața acestui nucleu și se deplasează treptat la periferia stelei. Cochilia se umflă până la proporții colosale, temperatura exterioară devine scăzută, iar steaua trece în stadiul de gigant roșu - intră în stadiul final al vieții sale. Materia stelei este pierdută, aruncată în spațiul interstelar. În doar zece până la o sută de mii de ani, din gigantul roșu rămâne doar miezul central de heliu.

Etapa finală a evoluției unei stele

Nimic nu este etern în lumea materială. Oricât de mare este oferta de hidrogen în interiorul stelei, dar nu este infinită. După câteva miliarde de ani, tot hidrogenul este transformat în heliu printr-o reacție de fuziune.

În cele din urmă, tot hidrogenul rămas este transformat în heliu, iar reacțiile termonucleare încetează. Apoi presiunea internă a stelei este slăbită semnificativ, deoarece nu mai include o componentă puternică - impactul particulelor care sunt eliberate în timpul unei reacții termonucleare, în primul rând neutroni. Cu alte cuvinte, exploziile de bombe termonucleare se opresc în interiorul stelei. Desigur, acest lucru duce la o scădere a presiunii interne.

Atunci echilibrul anterior al forțelor opuse este perturbat. Forțele gravitaționale preiau forțele presiunii interne, iar acest proces crește ca un bulgăre de zăpadă. Pentru a fi mai ușor de înțeles, să ne întoarcem la legea gravitației universale:

Pentru cazul nostru particular, F este forța de interacțiune dintre regiunile opuse ale stelei care o comprimă, G este constanta gravitațională (este neschimbată), m este masa materiei din aceste regiuni, R este distanța dintre aceste regiuni, și nu depășește diametrul stelei. Deoarece forțele gravitației comprimă steaua, acest lucru duce la o scădere a valorii lui R. Această valoare se află la numitor, iar pe măsură ce numitorul scade, fracția crește, în plus, R este în a doua putere. Fracție crescătoare, adică forța F, comprimă și mai mult steaua, ceea ce duce la o scădere a dimensiunii sale R și, în consecință, la o creștere a forței F. Și așa mai departe. În câteva zeci de secunde, miezul stelei este comprimat. Acest proces se numește colaps gravitațional, ceea ce înseamnă catastrofă gravitațională.

Soarta ulterioară a unei stele depinde în primul rând de masa ei. Cele mai probabile sunt trei variante ale stadiului final al evoluției stelare - piticele albe, stele neutronice și „găurile negre”.

pitice albe

Dacă masa unei stele este de aproximativ 1,4 mase solare sau mai puțin, aceasta intră într-o stare numită pitică albă. De ce alb? Pentru că steaua este foarte strălucitoare. De ce pitic? Pentru că steaua se micșorează brusc și, în consecință, densitatea ei crește. Să ne imaginăm Soarele, care s-a micșorat la dimensiunea Pământului. Densitatea unei astfel de stele ar fi de miliarde de ori mai mare decât densitatea apei. Materia unei pitice albe este un gaz ionizat foarte dens. Este format din nuclee de atomi și electroni individuali. Un astfel de gaz se numește degenerat.

Pitica albă se răcește încet. Carcasa sa este aruncată treptat în spațiu. Tinerii pitice albe sunt înconjurate de rămășițele cochiliei, care seamănă cu un inel în jurul punctului alb. Astfel de formațiuni sunt numite nebuloase planetare.

Reacțiile termonucleare nu au loc în adâncurile piticelor albe. Ele pot curge doar în atmosfera lor, unde pătrunde hidrogenul din mediul interstelar. Piticile albe strălucesc datorită rezervelor uriașe energie interna. Se răcesc sute de milioane de ani. Pe măsură ce o pitică albă se răcește, culoarea sa se schimbă de la alb la galben și apoi la roșu. În cele din urmă, se transformă într-o pitică neagră - o stea rece moartă.

Soarta soarelui

În prezent, reacția nucleară de conversie a hidrogenului în heliu are loc încă în adâncurile Soarelui nostru. Potrivit experților, colapsul său gravitațional are loc nu mai devreme de peste 5 miliarde de ani. Soarele se va extinde și va deveni o gigantă roșie. Învelișul său exterior va ajunge pe orbita lui Mercur sau poate a lui Venus. Oceanele de pe Pământ se vor evapora și din el însuși vor rămâne pietre carbonizate.

stele neutronice

Dacă masa unei stele care a atins starea de colaps gravitațional depășește masa Soarelui de mai mult de 1,4 ori, atunci aceasta se transformă într-o stea neutronică. Într-un mod foarte simplist, ne putem imagina că forțele gravitaționale sunt atât de mari încât ele, așa cum ar fi, „presează” electronii încărcați negativ în protoni încărcați pozitiv și, ca rezultat, se formează particule neutre - neutroni. Deci, o stea neutronică este formată în mare parte din neutroni. Se pune întrebarea, care stea este mai densă, mai dens, o pitică albă sau o stea neutronică? Amintiți-vă că o pitică albă conține protoni încărcați pozitiv. Particulele încărcate asemănătoare se resping reciproc. Prin urmare, pentru a comprima o pitică albă, forțele gravitaționale trebuie să învingă repulsia electrică a protonilor. Dimpotrivă, o stea neutronică este formată din neutroni - particule care nu au incarcare electricaîntre care nu există repulsie electrică. Prin urmare, forțele gravitaționale sunt capabile să comprima o stea neutronică într-o stare mai densă decât o pitică albă. Densitatea unei stele neutronice este chiar mai mare decât densitatea nucleelor ​​atomice - 10 15 g/cm 3 . Temperatura sa este de aproximativ 1 miliard de grade.

Găuri negre

Dacă masa stelei care se prăbușește, i.e. stea în stare de colaps gravitațional depășește 2 - 3 mase solare, apoi se transformă într-o „gaură neagră”. Să aflăm de ce este negru și de ce o gaură?

Pe Pământ, orice corp aruncat în sus cade sub acțiunea lui gravitatie. Dacă un corp atinge o viteză de 7,9 km/s, atunci va deveni un satelit artificial al Pământului. Această viteză se numește prima viteză cosmică. Dacă această valoare este depășită, atunci corpul va părăsi limitele gravitației Pământului și se va putea îndepărta de ea. „Gaura neagră” are o gravitație atât de puternică încât nici măcar viteza luminii - 300.000 km/s nu este suficientă pentru a o depăși. „Gaura neagră” nu strălucește, de aceea se numește așa.

ÎN teorie generală Gravitația relativă se explică prin curbura spațiului. Luați în considerare analogia dintre gravitație și o foaie de cauciuc. Cu cât masa unui corp, de exemplu, o minge este mai mare, cu atât depresia cauciucului pe care o creează este mai mare. O minge de masă enormă va crea o depresiune atât de mare încât va semăna cu o pâlnie sau o gaură. Figurat vorbind, o „gaură neagră” creează o pâlnie atât de adâncă în spațiu încât toată materia aflată la distanțe mari de ea este absorbită în ea.