De ce factori depinde soarta unei stele? Evoluția stelelor. Etape finale ale evoluției stelare

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, se naște nu 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 presiunea de gaz și radiație 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: reactii nucleare nu va fi niciodată suficientă energie pentru a echilibra presiunea internă şi . 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 de 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 cea a Soarelui și dimensiuni comparabile cu cele ale marilor planete sistem 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 de la o pitică albă este o sursă de energie termică, care pitic alb primit, fiind nucleul vedetei părinte. Multe pitice albe au moștenit de la părintele lor un câmp magnetic puternic, a cărui putere H ~ 10 8 O. Se crede că numărul piticelor albe este de aproximativ 10% din numărul total stele ale galaxiei.

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 care provin de pe discul fotografic al lui Sirius sunt urme ale distorsiunii frontului de undă al 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 de 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 într-o asemenea 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 proceselor 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.

Deși stelele par a fi eterne pe scara timpului uman, ele, ca toate lucrurile din natură, se nasc, trăiesc și mor. Conform ipotezei general acceptate a unui nor de gaz și praf, o stea se naște ca urmare a comprimării gravitaționale a unui nor de gaz și praf interstelar. Pe măsură ce un astfel de nor devine mai dens, se formează mai întâi protostar, temperatura din centrul său crește constant până când atinge limita necesară pentru ca viteza mișcării termice a particulelor să depășească pragul, după care protonii sunt capabili să depășească forțele macroscopice de repulsie electrostatică reciprocă ( cm. legea lui Coulomb) și intră într-o reacție de fuziune termonucleară ( cm. Dezintegrarea nucleară și fuziunea).

Ca rezultat al unei reacții de fuziune termonucleară în mai multe etape a patru protoni, se formează în cele din urmă un nucleu de heliu (2 protoni + 2 neutroni) și se eliberează o întreagă fântână de diferite particule elementare. În starea finală, masa totală a particulelor formate Mai puțin masele celor patru protoni originali, ceea ce înseamnă că în timpul reacției, energie gratis (cm. Teoria relativitatii). Din această cauză, miezul interior al unei stele nou-născute se încălzește rapid la temperaturi ultra-înalte, iar excesul său de energie începe să se împrăștie spre suprafața sa mai puțin fierbinte - și în afară. În același timp, presiunea din centrul stelei începe să crească ( cm. Ecuația de stare pentru un gaz ideal). Astfel, prin „arderea” hidrogenului în procesul unei reacții termonucleare, steaua nu permite forțelor de atracție gravitațională să se comprima într-o stare superdensă, contracarând colapsul gravitațional cu o presiune termică internă continuu reînnoită, rezultând o energie stabilă. echilibru. Se spune că stelele aflate în stadiul de ardere activă a hidrogenului se află în „faza principală” a ciclului lor de viață sau a evoluției ( cm. diagrama Hertzsprung-Russell). Transformarea unui element chimic în altul în interiorul unei stele se numește fuziune nucleară sau nucleosinteză.

În special, Soarele se află în stadiul activ de ardere a hidrogenului în procesul de nucleosinteză activă de aproximativ 5 miliarde de ani, iar rezervele de hidrogen din miez pentru continuarea lui ar trebui să fie suficiente pentru lumina noastră pentru încă 5,5 miliarde de ani. Cu cât steaua este mai masivă, cu atât are mai mult combustibil hidrogen, dar pentru a contracara forțele de colaps gravitațional, trebuie să ardă hidrogenul cu o rată care depășește rata de creștere a rezervelor de hidrogen pe măsură ce masa stelei crește. Astfel, cu cât steaua este mai masivă, cu atât durata sa de viață este mai scurtă, determinată de epuizarea rezervelor de hidrogen, iar cele mai mari stele se ard literalmente în „unele” zeci de milioane de ani. Cele mai mici stele, pe de altă parte, trăiesc confortabil sute de miliarde de ani. Deci, conform acestei scale, Soarele nostru aparține „țăranilor mijlocii puternici”.

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

În timpul arderii secundare a heliului în miezul unei stele, este eliberată atât de multă energie încât steaua începe să se umfle literalmente. În special, învelișul Soarelui în această etapă a vieții se va extinde dincolo de orbita lui Venus. În acest caz, energia totală a radiației stelei rămâne aproximativ la același nivel ca în timpul fazei principale a vieții sale, dar deoarece această energie este acum radiată printr-o suprafață mult mai mare, stratul exterior al stelei se răcește la roșu. parte a spectrului. Steaua se transformă în gigantul rosu.

Pentru stele precum Soarele, după epuizarea combustibilului care alimentează reacția secundară de nucleosinteză, se instalează din nou stadiul colapsului gravitațional – de data aceasta, cel final. Temperatura din interiorul miezului nu mai poate crește la nivelul necesar pentru a începe următorul nivel de fuziune. Prin urmare, steaua se contractă până când forțele de atracție gravitațională sunt echilibrate de următoarea barieră de forță. În rolul lui este presiunea degenerată a gazului electronic(cm. limita Chandrasekhar). Electronii, care până în această etapă au jucat rolul de figuranți șomeri în evoluția stelei, nu participă la reacțiile de fuziune nucleară și se mișcă liber între nucleele care se află în proces de fuziune, la o anumită etapă de compresie, sunt lipsiți. de „spațiu de viață” și încep să „reziste” la comprimarea gravitațională ulterioară a stelei. Starea stelei se stabilizează și se transformă într-un degenerat pitic alb, care va radia căldură reziduală în spațiu până se răcește complet.

Stelele mai masive decât Soarele așteaptă un sfârșit mult mai spectaculos. După arderea heliului, masa lor în timpul compresiei este suficientă pentru a încălzi miezul și învelișul la temperaturile necesare pentru a începe următoarele reacții de nucleosinteză - carbon, apoi siliciu, magneziu - și așa mai departe, pe măsură ce masele nucleare cresc. În același timp, la începutul fiecărei reacții noi în miezul stelei, cea anterioară continuă în învelișul ei. De fapt, toate elementele chimice, până la fier, care alcătuiesc Universul, s-au format tocmai ca urmare a nucleosintezei în interiorul stelelor muribunde de acest tip. Dar fierul este limita; nu poate servi drept combustibil pentru fuziunea nucleară sau reacțiile de descompunere la orice temperatură și presiune, deoarece atât dezintegrarea sa, cât și adăugarea de nucleoni suplimentari necesită un aflux de energie externă. Drept urmare, o stea masivă acumulează treptat un miez de fier în interiorul ei, incapabil să servească drept combustibil pentru alte reacții nucleare ulterioare.

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

După o explozie a supernovei și expansiunea învelișului în stele cu o masă de aproximativ 10-30 de mase solare, colapsul gravitațional în curs duce la formarea stea neutronică, a cărui substanță se comprimă până când începe să se facă simțită presiunea neutronilor degenerați - cu alte cuvinte, acum neutronii (la fel cum au făcut electronii mai devreme) încep să reziste la o comprimare suplimentară, necesitând tu spațiu de locuit. Acest lucru se întâmplă de obicei atunci când steaua atinge o dimensiune de aproximativ 15 km în diametru. Ca urmare, se formează o stea neutronică care se rotește rapid, care emite impulsuri electromagnetice cu frecvența de rotație a acesteia; se numesc astfel de stele pulsarii.În cele din urmă, dacă masa nucleului stelei depășește 30 de mase solare, nimic nu poate opri colapsul gravitațional al acesteia și, ca urmare a exploziei unei supernove,

Evoluția stelară în astronomie este succesiunea modificărilor pe care le suferă o stea în timpul vieții sale, adică de-a lungul a sute de mii, milioane sau miliarde de ani, în timp ce radiază lumină și căldură. în astfel de perioade colosale de timp, schimbările sunt foarte semnificative.

Evoluția unei stele începe într-un nor molecular gigant, numit și leagăn stelar. Majoritatea spațiului „gol” din galaxie conține de fapt 0,1 până la 1 moleculă pe cm3. Un nor molecular, pe de altă parte, 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.

Evoluția unei stele începe într-un nor molecular gigant, numit și leagăn stelar.

Atâta timp cât norul circulă liber în jurul centrului galaxiei native, 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 prăbușirea gravitațională a norului. Unul dintre scenariile care duc la aceasta este ciocnirea a doi nori. Un alt eveniment care provoacă prăbușirea ar putea fi trecerea unui nor printr-un braț dens galaxie spirală. De asemenea, un factor critic poate fi explozia unei supernove din apropiere, a cărei undă de șoc se va ciocni cu norul molecular cu viteză mare. În plus, este posibilă o coliziune a galaxiilor, capabilă să provoace o explozie de formare de stele, deoarece norii de gaz din fiecare dintre galaxii sunt comprimați de coliziune. În general, orice neomogenități în forțele care acționează asupra masei norului pot declanșa procesul de formare a stelelor.

orice neomogenități în forțele care acționează asupra masei norului pot declanșa procesul de formare a stelelor.

În cursul acestui proces, neomogenitățile norului molecular vor fi comprimate sub influența propriei gravitații și vor lua treptat forma unei bile. Când este comprimată, energia gravitațională este convertită 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.

Etapele ulterioare ale evoluției unei stele depind aproape în întregime de masa ei și doar la sfârșitul evoluției unei stele își poate juca rolul său compoziția chimică.

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, până când rezervele de combustibil din miezul său se epuizează. Când tot hidrogenul din centrul stelei se transformă în heliu, se formează un miez de heliu, iar arderea termonucleară a hidrogenului continuă la periferia miezului.

Piticile roșii mici și reci își ard încet rezervele de hidrogen și rămân pe secvența principală timp de zeci de miliarde de ani, în timp ce supergiganții masivi părăsesc secvența principală după câteva zeci de milioane (și unele doar câteva milioane) de ani de la formare.

În prezent, nu se știe cu certitudine ce se întâmplă cu stelele luminoase după epuizarea rezervei de hidrogen în interiorul lor. Întrucât universul are o vechime de 13,8 miliarde de ani, ceea ce nu este suficient pentru a epuiza rezerva de combustibil cu hidrogen în astfel de stele, teorii moderne se bazeaza pe simulare pe calculator procese care au loc în astfel de stele.

Conform conceptelor teoretice, unele dintre stelele luminoase, pierzându-și substanța (vântul stelar), se vor evapora treptat, devenind din ce în ce mai mici. Altele, piticele roșii, se vor răci încet de-a lungul miliardelor de ani, continuând să radiaze slab în intervalele de infraroșu și microunde ale spectrului electromagnetic.

Stele 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. De îndată ce steaua epuizează aportul de hidrogen din miez, ea părăsește secvența principală.

De îndată ce steaua epuizează aportul de hidrogen din miez, ea părăsește secvența principală.

Fără presiunea generată de reacțiile de fuziune pentru a echilibra gravitația internă, steaua începe să se contracte din nou, așa cum a făcut mai devreme în procesul de formare.

Temperatura și presiunea cresc din nou, dar, spre deosebire de stadiul protostar, la un nivel mult mai ridicat.

Prăbușirea continuă până când, la o temperatură de aproximativ 100 milioane K, încep reacțiile termonucleare care implică heliu, timp în care heliul este transformat în elemente mai grele (heliul în carbon, carbonul în oxigen, oxigenul în siliciu și, în final, siliciul în fier).

Colapsul continuă până când, la o temperatură de aproximativ 100 milioane K, încep reacțiile termonucleare care implică heliul.

„Arderea” termonucleară a materiei reluată la un nou nivel determină o expansiune monstruoasă a stelei. Steaua „se umflă”, devenind foarte „slăbită”, iar dimensiunea ei crește de aproximativ 100 de ori.

Steaua devine o gigantă roșie, iar faza de ardere a heliului continuă timp de aproximativ câteva milioane de ani.

Ce se întâmplă în continuare depinde și de masa stelei.

În stelele de dimensiuni medii, reacția de ardere termonucleară a heliului poate duce la o ejecție explozivă a straturilor exterioare ale stelei, formându-se din ele. nebuloasă planetară. Miezul stelei, în care se opresc reacțiile termonucleare, se răcește și se transformă într-o pitică albă de heliu, de regulă, având o masă de până la 0,5-0,6 mase solare și un diametru de ordinul diametrului Pământului.

Pentru stelele masive și supermasive (cu o masă de cinci mase solare sau mai mult), procesele care au loc în miezul lor, pe măsură ce compresia gravitațională crește, duc la o explozie supernova cu eliberarea unei energii enorme. Explozia este însoțită de ejectarea unei mase semnificative a materiei stelei în spațiul interstelar. Această substanță este implicată în continuare în formarea de noi stele, planete sau sateliți. Datorită supernovelor, Universul ca întreg și fiecare galaxie în special evoluează chimic. Miezul stelei rămas după explozie își poate încheia evoluția ca stea neutronică (pulsar), dacă masa stelei în etapele ulterioare depășește limita Chandrasekhar (1,44 mase solare), sau ca gaură neagră, dacă masa a stelei depășește limita Oppenheimer-Volkov (valori estimate 2,5-3 mase solare).

Procesul de evoluție stelară în Univers este continuu și ciclic - stelele vechi se sting, altele noi sunt aprinse pentru a le înlocui.

Conform conceptelor științifice moderne, elementele necesare pentru apariția planetelor și a vieții pe Pământ s-au format din materie stelară. Deși nu există un singur punct de vedere general acceptat asupra modului în care a apărut viața.

Studiu evolutie stelar este imposibil să observați o singură stea - multe schimbări în stele au loc prea încet pentru a fi observate chiar și după multe secole. Prin urmare, oamenii de știință studiază multe stele, fiecare dintre ele se află într-un anumit stadiu al ciclului său de viață. În ultimele decenii, modelarea structurii stelelor folosind tehnologia computerizată a devenit larg răspândită în astrofizică.

YouTube enciclopedic

1 / 5

✪ Stele și evoluția stelară (spune astrofizicianul Serghei Popov)

✪ Stele și evoluția stelară (povestit de Sergey Popov și Ilgonis Vilks)

✪ Evoluția stelelor. Evoluția gigantului albastru în 3 minute

✪ S. A. Lamzin - „Star Evolution”

✪ Surdin V.G. Evoluția stelelor partea 1

Subtitrări

Fuziunea termonucleară în interiorul stelelor

vedete tinere

Procesul de formare a stelelor poate fi descris într-un mod unitar, dar etapele ulterioare ale evoluției unei stele depind aproape în întregime de masa sa și doar la sfârșitul evoluției stelei poate juca un rol compoziția sa chimică.

Stele tinere de masă mică

Stele tinere de masă mică (până la trei mase solare) [ ] , care sunt pe drumul spre secvența principală , sunt complet convective, - procesul de convecție acoperă întreg corpul stelei. Acestea sunt încă, de fapt, protostele, în centrele cărora reacțiile nucleare abia încep, iar toată radiația se produce în principal din cauza compresiei gravitaționale. Până la stabilirea echilibrului hidrostatic, luminozitatea stelei scade la o temperatură efectivă constantă. În diagrama Hertzsprung-Russell, astfel de stele formează o cale aproape verticală, numită calea Hayashi. Pe măsură ce contracția încetinește, tânăra vedetă se apropie de secvența principală. Obiectele de acest tip sunt asociate cu stele de tip T Taur.

În acest moment, în stelele cu o masă mai mare de 0,8 mase solare, nucleul devine transparent la radiații, iar transferul de energie radiativă în nucleu devine predominant, deoarece convecția este din ce în ce mai împiedicată de compactarea tot mai mare a materiei stelare. În straturile exterioare ale corpului stelar predomină transferul de energie convectivă.

Nu se știe cu certitudine ce caracteristici au stelele cu masă mai mică în momentul în care ajung în secvența principală, deoarece timpul petrecut în categoria tânără depășește vârsta Universului [ ] . Toate ideile despre evoluția acestor stele se bazează doar pe calcule numerice și modelări matematice.

Pe măsură ce steaua se contractă, presiunea gazului electron degenerat începe să crească, iar când este atinsă o anumită rază a stelei, contracția se oprește, ceea ce duce la oprirea creșterii ulterioare a temperaturii în miezul stelei cauzată de contracție, si apoi la scaderea lui. 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 contracția gravitațională. Astfel de „stele subterane” radiază mai multă energie decât este produsă în procesul reacțiilor termonucleare și aparțin așa-numitelor pitice brune. Soarta lor este contracția constantă până când presiunea gazului degenerat o oprește și apoi răcirea treptată cu încetarea tuturor reacțiilor de fuziune care au început.

Stele tinere de masă intermediară

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

Obiectele de acest tip sunt asociate cu așa-numitele. Stelele Ae\Be Herbig sunt variabile neregulate de tip spectral B-F0. Au, de asemenea, discuri și jeturi bipolare. Rata de ieșire a materiei de la suprafață, luminozitatea și temperatura efectivă sunt semnificativ mai mari decât pentru T Taur, astfel încât acestea încălzesc și împrăștie în mod eficient rămășițele norului protostelar.

Stele tinere cu o masă mai mare de 8 mase solare

Stelele cu astfel de mase au deja caracteristicile stelelor normale, deoarece au depășit toate etapele intermediare și au fost capabile să realizeze o astfel de rată de reacții nucleare care a compensat pierderea de energie prin radiație, în timp ce masa a fost acumulată pentru a atinge echilibrul hidrostatic de miezul. În aceste stele, fluxul de masă și luminozitate sunt atât de mari încât nu numai că opresc colapsul gravitațional al regiunilor exterioare ale norului molecular care nu au devenit încă parte a stelei, ci, dimpotrivă, le dispersează. Astfel, masa stelei formate este vizibil mai mică decât masa norului protostelar. Cel mai probabil, aceasta explică absența stelelor cu o masă mai mare de aproximativ 300 de mase solare în galaxia noastră.

ciclul mijlociu al unei stele

Stelele vin într-o mare varietate de culori și dimensiuni. Ele variază în tipul spectral de la albastru fierbinte la roșu rece și în masă de la 0,0767 la aproximativ 300 de mase solare, conform estimărilor recente. 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 compoziție chimică si masa. Desigur, nu este vorba despre mișcarea fizică a stelei - doar despre poziția sa pe diagrama indicată, care depinde de parametrii stelei. De fapt, mișcarea unei stele de-a lungul diagramei corespunde doar unei modificări a parametrilor stelei.

„Arderea” termonucleară a materiei reluată la un nou nivel determină o expansiune monstruoasă a stelei. Steaua „se umflă”, devenind foarte „slăbită”, iar dimensiunea ei crește de aproximativ 100 de ori. Deci, steaua devine o gigantă roșie, iar faza de ardere a heliului durează aproximativ câteva milioane de ani. Aproape toate giganții roșii sunt stele variabile.

Etape finale ale evoluției stelare

Stele vechi cu masă mică

În prezent, nu se știe cu certitudine ce se întâmplă cu stelele luminoase după epuizarea rezervei de hidrogen în interiorul lor. 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 actuale se bazează pe simulări computerizate ale proceselor care au loc în astfel de stele.

Unele stele pot sintetiza heliu doar în unele zone active, ceea ce provoacă instabilitatea lor și vânturile 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 [ ] .

O stea cu o masă mai mică de 0,5 masa solară nu este capabilă să transforme heliul chiar și după ce reacțiile care implică hidrogen încetează în miezul său - masa unei astfel de stele este prea mică pentru a oferi o nouă fază de compresie gravitațională într-un grad suficient pentru " aprindere" heliu. Aceste stele includ pitice roșii, cum ar fi Proxima Centauri, a căror durată de viață a secvenței principale variază de la zeci de miliarde la zeci de trilioane de ani. După terminarea reacțiilor termonucleare în nucleele lor, aceștia, răcindu-se treptat, vor continua să radieze slab în intervalele infraroșu și microunde ale spectrului electromagnetic.

stele de dimensiuni medii

La atingere o stea de dimensiuni medii (de la 0,4 la 3,4 mase solare) [ ] din faza gigantului roșu, hidrogenul se termină în miezul său 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 și, ca urmare, 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 apropiată de dimensiunea Soarelui, acest proces poate dura aproximativ un miliard de ani.

Modificările cantității de energie radiată fac ca steaua să treacă prin perioade de instabilitate, inclusiv modificări ale dimensiunii, temperaturii suprafeței și eliberării de energie. Eliberarea de energie este deplasată către radiații de joasă frecvență. Toate acestea sunt însoțite de o pierdere tot mai mare de masă din cauza vântului stelar puternic și a pulsațiilor intense. Stelele din această fază sunt numite „stele de tip târziu” (de asemenea, „stele retrase”), 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 radiația infraroșie puternică de la steaua sursă, în astfel de învelișuri se formează condiții ideale pentru activarea maserelor cosmice.

Reacțiile de fuziune cu heliu sunt foarte sensibile la temperatură. Uneori, acest lucru duce la o mare instabilitate. Apar cele mai puternice pulsații, care, ca urmare, oferă straturilor exterioare suficientă accelerație pentru a fi aruncate și transformate într-o nebuloasă planetară. În centrul unei astfel de nebuloase rămâne miezul gol al stelei, în care reacțiile termonucleare încetează și, pe măsură ce se răcește, se transformă într-o pitică albă de heliu, de regulă, având o masă de până la 0,5-0,6 solar. mase și un diametru de ordinul diametrului Pământului.

Marea majoritate a stelelor, inclusiv Soarele, își finalizează evoluția contractându-se până când presiunea electronilor degenerați echilibrează gravitația. În această stare, când dimensiunea stelei scade cu un factor de o sută și densitatea devine de un milion de ori mai mare decât cea a apei, steaua este numită pitică albă. Este lipsit de surse de energie și, răcindu-se treptat, devine o pitică neagră invizibilă.

În stelele mai masive decât Soarele, presiunea electronilor degenerați nu poate opri comprimarea ulterioară a nucleului, iar electronii încep să „preseze” în nuclee atomice, ceea ce transformă protonii în neutroni, între care nu există forță de repulsie electrostatică. O astfel de neutronizare a materiei duce la faptul că dimensiunea stelei, care acum, de fapt, este 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; echilibrul său este menținut prin presiunea materiei neutronice degenerate.

stele supermasive

După ce o stea cu o masă mai mare de cinci mase solare intră în stadiul unei supergigante roșii, miezul său începe să se micșoreze sub influența forțelor gravitaționale. 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 nucleului.

Ca rezultat, pe măsură ce se formează tot mai multe elemente grele ale tabelului periodic, fierul-56 este sintetizat din siliciu. În această etapă, în continuare exotermic fuziunea termonucleara devine imposibil, deoarece nucleul de fier-56 are un defect de masă maximă și formarea de nuclee mai grele cu eliberare 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 la greutatea straturilor de deasupra stelei și are loc o prăbușire imediată a nucleului odată cu neutronizarea substanței sale.

Ce se întâmplă în continuare nu este încă complet clar, dar, în orice caz, procesele în desfășurare în câteva secunde duc la o explozie de supernovă de o putere incredibilă.

Jeturi puternice de neutrini și un câmp magnetic rotativ cel mai materialul acumulat de stea [ ] - așa-numitele elemente de ședere, inclusiv elemente de fier și mai ușoare. Materia în expansiune este bombardată de neutroni emiși din miezul stelar, captându-i și creând astfel un set de elemente mai grele decât fierul, inclusiv radioactive, până la uraniu (și posibil chiar California). Astfel, exploziile de supernove explică prezența unor elemente mai grele decât fierul în materia interstelară, dar aceasta nu este singura cale posibilă formațiunile lor, care, de exemplu, demonstrează stele de tehnețiu.

val de explozie și jeturile de neutrini transportă materia departe de o stea pe moarte [ ] în spațiul interstelar. Ulterior, pe măsură ce se răcește și călătorește prin spațiu, acest material de supernovă se poate ciocni cu alte „resturi” spațiale și, eventual, poate participa la formarea de noi stele, planete sau sateliți.

Procesele care au loc în timpul formării unei supernove sunt încă studiate, iar până acum această problemă nu este clară. De asemenea, este în discuție momentul 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 din interiorul supergigantului face ca electronii să fie absorbiți de nucleul atomic, unde ei, fuzionați cu protonii, formează neutroni. Acest proces se numește neutronizare. Forțele electromagnetice care separă nucleele din apropiere dispar. Miezul unei stele 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 mareși au o densitate inimaginabil de mare. Perioada lor orbitală devine extrem de scurtă pe măsură ce dimensiunea stelei scade (datorită conservării momentului unghiular). Unele stele neutronice 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 înregistreze un impuls de radiație care se repetă la intervale de timp egale cu perioada de rotație a stelei. Astfel de stele neutronice au fost numite „pulsari” și au devenit primele descoperite stele neutronice.

Găuri negre

Nu toate stelele, după ce au trecut de faza exploziei unei supernove, devin stele neutronice. Dacă steaua are o masă suficient de mare, atunci prăbușirea unei astfel de stele va continua, iar neutronii înșiși vor începe să cadă în interior până când raza sa devine mai mică decât raza Schwarzschild. Steaua devine apoi o gaură neagră.

Existența găurilor negre a fost prezisă de teoria generală a relativității. Conform acestei teorii,

EVOLUȚIA STELELOR- se schimba in timp fizic. ca urmare a parametrilor și a caracteristicilor observate ale stelelor. reacții nucleare, pierderi de energie și masă. Pentru stele din apropiere sisteme duble creaturilor, schimbul de materie între tovarăși joacă un rol. Pentru evoluția unor astfel de stele, vezi art. stele binare apropiate.

Principal caracteristicile observabile ale unei stele sunt ea luminozitate L(cu o distanță cunoscută) și temperatura G, suprafața stelei, determinată de distribuția energiei în spectru. Aproximativ T s este egal cu temperatura efectivă T e. E. h. reprezentat ca o linie (track) pe planul lg L, lg T e (adică pe Hertzsprung - Diagrama de revânzare, GRD).

Introducere

Stelele se nasc din nori interstelari densi, in care se dezvolta nori termici si hidrodinamici. instabilitate (vezi formarea stelelor). Consecința acestor instabilități este hidrodinamică. prăbușirea unei părți a norului, care se termină cu formarea unui obiect legat gravitațional - o protostea. Prăbușirea este neuniformă. Comprimarea rapidă a centrului, o parte duce la formarea unui miez de echilibru hidrostatic cu o masă (pentru masa totală a norului care se prăbușește, masa Soarelui), apoi urmează o etapă lungă acumulari pe el restul norului (cochiliei). Timpul de formare a unei protostele de la începutul prăbușirii este de 10 -10 6 ani. Protostelele strălucesc datorită eliberării gravitei. energia de compresie. O anumită contribuție la luminozitate se aduce și cu participarea
, dintre care un număr mic s-au format în stadii foarte timpurii ale evoluției Universului (vezi Fig. Nucleosinteza).Pe măsură ce masa crește și compresia temp-pa centru. regiunile nucleului protostelei este în creștere. Când atinge valori de ~ 10 7 K (ceea ce este posibil pentru stelele cu o masă ce depășește hidrogenul începe arderea (reacții termonucleare de transformare a hidrogenului în heliu). Pierderile de energie pentru radiații sunt compensate de energia eliberată în timpul arderii hidrogenului. Steaua intră în secvența principală (MS) GRD Pentru mai multe informații despre etapa inițială a E.Z., vezi art. protostaruri.
Formarea stelelor este însoțită de scurgerea materialului cochiliei, astfel încât masa stelei pe MS este mai mică decât începutul. masa norului care se prăbușește. Observațiile arată că în stadiul de protostea, rata pierderii de masă în stele este c (stelele T Tauri). În timpul sosirii la medicul de familie (de la 6*10 6 ani pt până la 2 10 7 ani pt masa stelei va scădea cu luminozitatea stelelor crește rapid odată cu creșterea masei (vezi Fig. Greutate - dependență de luminozitate). La stele cu luminozitatea în stadiul de acreție se dovedește a fi atât de mare încât provoacă o ieșire puternică de materie, iar masa stelei se naște M se dovedește a fi semnificativ mai puțin. mase M0 nor care se prăbușește: pentru

O stea care radiază prin eliberarea de energie nucleară evoluează încet pe măsură ce chimia sa se schimbă. compoziţie. Naib. Steaua petrece timpul în scena în care centrul ei este în centrul său. zona arde hidrogen. Această etapă se numește GP pe GRD. Majoritatea stelelor observate sunt situate în apropierea MS. Durata lungă a acestei etape este legată, în primul rând, de faptul că hidrogenul este cel mai caloric combustibil nuclear. Când un nucleu de heliu (particulă alfa) este format din 4 nuclee de hidrogen, numai 12 C este eliberat din 3 particule alfa, adică eliberarea de energie pe unitate de masă este de 10 ori mai mică. În al doilea rând, stelele de pe MS radiază mult mai puțin decât în ​​etapele ulterioare ale evoluției și, ca urmare, se dovedește că durata de viață pe MS este cu două până la trei ordine de mărime mai mare decât timpul întregii evoluții ulterioare. În consecință, numărul de stele de pe MS depășește semnificativ numărul de stele mai strălucitoare.

După arderea hidrogenului în centrul stelei și formarea unui miez de heliu, eliberarea energiei nucleare în acesta se oprește, iar miezul începe să se contracte intens. Hidrogenul continuă să ardă într-o înveliș subțire care înconjoară miezul de heliu (așa-numita sursă de strat). În același timp, învelișul se extinde, luminozitatea stelei crește, temperatura la suprafață scade, iar steaua devine o gigantă roșie (în cazul stelelor mai puțin masive) sau o supergigantă (roșie sau galbenă) în cazul mai multor. stele masive (vezi Fig. giganți roșii și supergiganți). Procesul de evoluție ulterioară este determinat în principal de masa stelei M.

În stele, arderea nucleară se termină după formarea unui carbon (12 C) cu un amestec de miez stelar de oxigen cu o masă de cca. 1. După resetarea întregului înveliș care înconjoară acest nucleu, acesta se transformă într-o stea „moartă” - pitic alb.
stele masive sufera evolutie. calea arderii până la formarea unui miez stelar din cel mai stabil (energie de legare max. per nucleon) element 56 Fe. Într-un astfel de nucleu, eliberarea energiei nucleare este imposibilă, creșterea presiunii nu compensează creșterea forțelor gravitaționale în timpul creșterii și cvasistatica lentă. compresia este înlocuită cu o prăbușire rapidă - are loc o pierdere a hidrodinamicii. stabilitate si explozie supernova. Cu compresie rapidă la o densitate r apropiată de densitatea materiei în nucleul atomic, iese în evidență un număr imens de gravitaci. energie - de ori mai mult decât pe parcursul întregii perioade de evoluție nucleară, care durează zeci de milioane de ani. Marea majoritate a acestei energii este transportată de neutrini. După explozia și ejectarea carcasei, se formează un reziduu sub formă stea neutronică- al doilea tip de stele „moarte”.
În stelele cu masă intermediară se formează un nucleu degenerat de carbon-oxigen, a cărui masă este atât de mare încât nu mai poate exista ca pitică albă, dar continuă să se contracte până când o creștere a temperaturii și a densității duce la o creștere rapidă (explozivă) carbon de ardere (carbon flash) și expansiunea completă a întregii stele. Această expansiune este observată și ca o explozie de supernovă, în locul căreia nu mai rămâne nicio rămășiță.

În cele din urmă, pentru cele mai masive stele, colapsul poate să nu se oprească în stadiul unei stele neutronice, ci să continue mai departe, formând un obiect relativist - gaură neagră. Privind. manifestările procesului de formare a găurii negre nu sunt încă cunoscute. Este posibil ca creșterea luminozității aici să fie atât de nesemnificativă încât o astfel de prăbușire să fie greu de detectat (o prăbușire „tăcută”). Cu toate acestea, chiar și în acest caz, prăbușirea ar trebui să fie însoțită de o explozie puternică de radiații neutrino, aproape ca în timpul formării unei stele neutronice și, în plus, steaua care a existat înainte de a începe prăbușirea va dispărea (se va stinge).

Pe aproape tot evoluția stelelor stabil în raport cu decomp. tipuri de tulburări. Naib. Două tipuri de perturbații sunt importante: hidrodinamice și termice. Hidrodinamic perturbațiile sunt asociate cu perturbații aleatorii în densitatea și dimensiunea stelei. Stabilitatea față de astfel de perturbații este asigurată de faptul că în timpul compresiei (expandării) forței de presiune P se ridică (cad) mai repede decât gravitația. Acest lucru duce la faptul că în timpul compresiei sau expansiunii aleatoare, apare o forță care readuce steaua la starea ei de echilibru. Modificarea presiunii în timpul proceselor rapide are loc aproape adiabatic, astfel încât stabilitatea este determinată de exponentul adiabatic, care trebuie să fie mai mare de 4/3 ( S- ud. entropie; vezi art. colaps gravitațional). Deoarece presiunea materiei într-o stea este determinată de amestecul de gaz ideal cu radiația și, de regulă, stelele sunt stabile din punct de vedere hidrodinamic. Un exemplu de stea instabilă este o pre-supernova cu un miez de fier, în care creșterea presiunii în timpul compresiei este insuficientă. Aceasta înseamnă că o parte din energie este cheltuită pentru fotodezintegrarea fierului cu formarea de neutroni, protoni și particule alfa, iar g scade semnificativ și se poate apropia de unitate.

Stabilitatea în raport cu perturbațiile termice este asigurată de capacitatea termică negativă a stelei. Negativ capacitatea termică poate fi explicată pe baza teoremei viriale. Așa cum se aplică stelelor, care sunt descrise printr-o ecuație de stare cu un exponent adiabatic de 5/3, această teoremă spune că, în echilibru, energia termică a unei stele este jumătate abs. magnitudinea gravitației sale. energie (negativă), adică energia totală a stelei este negativă și egală cu jumătate din cea gravitațională.

Orice eliberare aleatorie de energie crește energia totală a stelei, adică îi reduce abs. mărimea. Prin urmare, în noua poziție de echilibru, steaua trebuie să se extindă pentru a scădea în abdomen. mărimea valorii gravitației. energie. În conformitate cu aceasta, valoarea energiei termice a stelei (și, prin urmare, temperatura) în noua stare va scădea, deoarece este jumătate abs. valorile gravitației. energie. Astfel, eliberarea de energie duce la o scădere a temperaturii, care se numește. negativ capacitate termică. Când este refuzat. capacitatea de căldură, eliberarea aleatorie de căldură va reduce temperatura și, prin urmare, va reduce eliberarea de căldură în reacțiile nucleare, a căror viteză scade rapid odată cu scăderea temperaturii. Dimpotrivă, pierderea aleatorie de energie va fi compensată prin compresie și o creștere a ratei de eliberare a căldurii.

Pe unele critice etape, capacitatea termică a stelei devine pozitivă. Apoi se dezvoltă instabilitatea termică și apare o fulgerare termică. Naib, mecanismul de dezvoltare a instabilității termice este evident în prezența unui miez degenerat, unde presiunea și int. energia materiei este practic independentă de temperatură. În acest caz, degajarea de căldură duce la o creștere a temperaturii, care nu afectează creșterea presiunii și, prin urmare, nu este însoțită de dilatare. Deoarece viteza reacțiilor nucleare crește rapid odată cu creșterea temperaturii, are loc o eliberare de energie nucleară cu auto-accelerare și o fulgerare termică (explozie nucleară).

Procesele care determină E. z., decurg cu timpi caracteristici diferiți, dintre care remarcăm hidrodinamica termică și hidrodinamică nucleară. timpul caracterizează rata de schimbare a parametrilor unei stele atunci când materia se mișcă la viteze comparabile cu viteza sunetului suni tu. În ordinul mărimii unde R este dimensiunea caracteristică a unei stele. Pentru o stea de echilibru Hidrodinamic timpul de ordinul timpului de cădere liberă:
Timpul termic determină viteza de răcire sau încălzire a unei stele. La răcire în absența arderii nucleare, deoarece rezerva de energie este de ordinul gravitațional. energia stelelor; în acest caz t th adesea numit ora Kelvin-Helmholtz. În cazul arderii nucleare rapide în absenţa Hidrodinamicii. mișcări, când timpul de încălzire, unde este rata de eliberare a energiei și CV- capacitate termica la post, volum.

Timpul nuclear determină viteza de schimbare a substanței chimice. compoziţia (concentraţiile elementelor) în timpul arderii nucleare. Utilizați de obicei concentrația (conținutul) în greutate X i- fracția de masă a unei unități de volum atribuibilă unui element dat i. Timpul nuclear depinde foarte mult (exponențial) de temperatură. În stele normale, unde se menține hidrostatică. echilibrul, de această dată, de regulă, este mult mai lung decât alți timpi caracteristici. Pentru arderea nucleară rapidă, t n este legat de timpul termic:

Unde q- conținutul caloric al combustibilului nuclear (energie eliberată în timpul arderii unei unități de masă de combustibil
De-a lungul aproape întregului E. z. - de la stadiul unei stele tinere care se contractă până la etapele ulterioare - timpul este minim. din toate timpurile caracteristice. Numai în pre-supernove, unde are loc echilibrul nuclear (echilibru în raport cu reacțiile de interacțiune puternică), timpul este cel mai scurt. De obicei, o stea menține un echilibru aproximativ al proceselor relativ rapide (de exemplu, echilibrul hidrostatic), iar timpul de evoluție este determinat de unul dintre procesele lente.

În stadiul gravitațional compresie, inegalitatea Steaua este în hidrostatică. echilibru, evoluția este determinată de pierderea de energie (cu un timp caracteristic, principalele reacții nucleare practic nu au loc.

Pe SM, această inegalitate persistă, dar evoluția este determinată de reacții nucleare și are loc hidrostatic. și echilibrul termic.
După formarea miezului de heliu, comprimarea regiunilor centrale și expansiunea învelișului, viteza reacțiilor nucleare în centrul stelei crește atât de mult încât t n devine ordine abaterile de la echilibrul termic apar în învelișul masiv din jurul miezului de heliu. Hidrodinamic timpul rămâne minim, iar hidrostatic. echilibrul stelei nu este perturbat.

Cu un fulger în miezul de carbon-oxigen, ceea ce duce la expansiunea completă a stelei, ambele și se dovedesc a fi mult mai mici decât t h, ceea ce duce la o încălcare a hidrostaticului. echilibru și explozie.

În nucleele presupernovelor masive, unde are loc echilibrul nuclear, valoarea E.z. determinată de rata pierderii de energie, ca la stelele tinere care se contractează. Se termină cu pierderea hidrodinamicii. stabilitate și colaps rapid. Hidrodinamic instabilitatea nu este asociată cu schimbarea Cu modificarea structurii stării de echilibru a stelei. Dezvoltarea instabilității termice este asociată cu o scădere rapidă și se termină cu o explozie atunci când acești timpi devin mai scurti

Deci, dacă excludem mai multe critic momente, stelele în masa lor sunt stabile la nivel global în raport cu cele mecanice. și perturbații termice. O varietate de proprietăți ale materiei stelelor, în special prezența zonelor variabile. , straturi subțiri de ardere, învelișuri extinse, duce la dezvoltarea unor instabilități locale, care nu duc la distrugerea stelei, deoarece acestea sunt de obicei stabilizate prin efecte neliniare atunci când sunt atinse amplitudini finite ale perturbațiilor. Existența anumitor tipuri stele variabile asociate cu dezvoltarea unor astfel de instabilitati locale.

Principal factorul care determină distribuția temperaturii într-o stea este rata de pierdere a energiei (luminozitate), care depinde de opacitate interioare stelare. Viteza E.z. fără surse de energie este determinată de rezervele de căldură și gravitație. energie și viteza de răcire, iar „pornirea” reacțiilor nucleare echivalează cu o creștere a rezervelor de energie termică și o scădere a ratei de evoluție. Faktich. Luminozitatea unei stele este determinată de structura sa și nu depinde de viteza reacțiilor nucleare. Luați în considerare, de exemplu, trecerea de la stadiul gravitațional compresie la stadiul GP al stelei cu Dacă steaua a radiat numai datorită stocului de gravitaţie. energie, atunci timpul caracteristic al vieții sale (timpul lui E. z.) a fost bylet. Pe măsură ce energia este emisă și comprimată, temperatura din centrul stelei crește și degajarea de căldură nucleară crește până când echilibrează pierderile de radiație (luminozitate). Începând din acest moment, gravitaționalul compresia se oprește și steaua „îngheață” pe MS până când hidrogenul se arde și se formează un miez de heliu. Pentru o astfel de stea, din cauza arderii hidrogenului, durata de viață crește cu aproape trei ordine de mărime, ajungând la ~ 10 10 ani. În mod similar, arderea următorului combustibil nuclear „îngheață” steaua într-o altă stare. Punct (pe HRD). în care are loc „înghețarea” stelei, determină dependența ratei reacțiilor nucleare a unui anumit combustibil de temperatură. Cu cât miezul de combustibil este mai mare, cu atât este mai mare temperatura necesară pentru a furniza o anumită rată de eliberare a căldurii (datorită creșterii altitudinii bariera coulombiană a nucleului combustibil). Cu toate acestea, odată cu creșterea temperaturii și a densității, crește și luminozitatea stelei, care este o funcție de stare. Prin urmare, pe măsură ce evoluția și formarea elementelor din ce în ce mai grele în centru. luminozitatea crește aproape monoton în nucleu.

La temperaturi ridicate, pierderile de neutrini joacă un rol din ce în ce mai important în răcirea stelei. În etapele ulterioare, pierderile de neutrini sunt cu câteva ordine de mărime mai mari decât pierderile datorate emisiei de fotoni și, în consecință, accelerează E.Z.

Ecuații de evoluție a stelelor

De obicei (pentru a simplifica calculele) steaua este considerată nerotitoare și simetrică sferic. În procesul de evoluţie a masa stelei este în stare hidrostatică. echilibru determinat de ecuație

unde este masa conținută în interiorul razei r,

Densitatea, presiunea, determinată de nivelul de stare

Aici primul termen este presiunea gazului, al doilea este radiația, este constanta gazului, A este constanta densității radiației.Pentru stelele cu o masă pe GP, corecțiile la ecuația de stare asociate cu natura neideală a materiei joacă rolul. Distribuția temperaturii este determinată de nivelul de energie

(E-intern energie pe unitatea de masă, - rata pierderii de energie pe unitatea de masă de materie din cauza radiației neutrino), ecuații de transfer de căldură

În zonă echilibru radiant(k - opacitate),

V zona convectivaȘi

în miezul convectiv cu post. entropie S. Fluxul de energie convectivă Fcîn înveliș se calculează conform teoriei aproximative a căii de amestecare (vezi Fig. instabilitate convectivă).

Ecuațiile de echilibru sunt rezolvate pentru Condiții de frontieră in centru ( r= 0, L= 0 la t = 0) și la nivel fotosferă, Unde grosimea optică

la m = M. Această din urmă condiție devine mai complicată pentru stele în stadiul de supergiganți și giganți roșii, când steaua are o înveliș extinsă de densitate scăzută și luminozitate ridicată.

În procesul de ardere nucleară, o schimbare lentă a substanței chimice compoziția stelei și, ca urmare, modificări ale tuturor parametrilor ei. Principal ur-niami care descrie evoluția chimică. compozitia sunt:

Aici: tp, mA ,Și m 12C - mase de protoni, particule a și carbon și-conținutul (în masă) de hidrogen, heliu și-rata de eliberare a energiei și energie-tich. ieșire pentru lanțurile corespunzătoare de reacții nucleare (vezi mai jos). Atunci când se calculează etapele târzii ale evoluției stelelor masive, se ia în considerare arderea elementelor mai grele. Stelele cu masă mai mică au un centru, un roi de temperatură

T s mai putin de ~ 1,5-10 7 K principal. reacțiile sunt sursa de energie nucleară ciclul hidrogenului(ciclul pp). La mase mari si in centru, temperatura stelelor, arde predominant hidrogenul. V ciclul carbon-azot(ciclul CNO). cp. cantitatea de energie eliberată în timpul fuziunii unui nucleu de 4 He (minus energia transportată de neutrini): în ciclul pp 26,2 MeV și în ciclul CNO MeV. Rate de eliberare a puterii corespunzătoare:

(T9- temp-pa în miliarde K, r în g / cm 3). Apariția unui miez convectiv în stelele de somn MS este asociată cu trecerea de la ciclul pp- la ciclul CNO, care are o dependență mai accentuată a ratei de ardere de temperatură. Arderea heliului are loc în așa-numita. Reacții pentru - reacții de fuziune a trei nuclee He:

Reacția a este însoțită de reacție care corespunde

Eliberarea de căldură în timpul formării unui nucleu 12 C și, respectiv, 16 O este egală cu
Construirea unui model stea (vezi de asemenea Modelarea stelelor) pe moment necesită cunoașterea stării sale la pasul de timp anterior al modelului numeric tn-1 pentru a afla viteza de eliberare a gravitației. energie

și definiții ale chimiei. compoziţie

unde sunt părțile corecte ale ecuațiilor (7), Alături de schema explicită a pasului de timp de mai sus, se folosește una implicită când F i , P/ r 2 calculat la moment t n sau reprezintă o combinație liniară de valori luate la momentele Soluția sistemului de diferențe obișnuite. ur-tions (1) - (6) este complicată de prezenţă puncte singulare la centrul stelei și, prin urmare, integrarea se realizează spre dinspre centru și de la suprafață cu cusătura în c-l. punct intermediar [metoda M. Schwarzschild]. Din condițiile cusăturii, se găsește centrul, valorile lui r cu, T cu si de asemenea LȘi T e. Dr. soluția este să împărțim steaua în N sferic straturi și înlocuirea diferenţialelor. ecuații diferențiale [metoda lui Henyi (L. Nepueu)]. Această din urmă metodă este mai bine adaptată la utilizarea computerelor. Pentru a construi un hidrostatic modelele folosesc și o metodă bazată pe soluția hidrodinamică. ecuații nestaționare cu vâscozitatea.

Evoluția nucleară a stelelor

Calcule E. h. sunt prezentate ca piste pe HDD. După cum sa menționat deja b. ore din viața unei stele sunt petrecute pe MS.
Durata de viață a unei astfel de stele pe MS (punctul Aîn fig. 1) ok. 10 10 ani, iar structura sa este similară cu structura soare. În această etapă, în centru, regiuni ale stelei, hidrogenul „arde” în heliu. Când masa miezului de heliu atinge ~ 10% din masa stelei, o abatere de la MS devine vizibilă (punct ÎN). Creștere ușoară a luminozității în zonă AB este asociată cu o scădere a opacității datorită scăderii numărului de electroni în timpul sintezei heliului din hidrogen. După arderea hidrogenului în centrul stelei și formarea unui miez de heliu, îndepărtarea energiei din acesta poate fi compensată doar de energia eliberată în timpul compresiei. Acest lucru duce la comprimarea și încălzirea carcasei care a reținut hidrogenul, care se aprinde într-un strat subțire care înconjoară miezul de heliu (sursa stratului).

Iese energia eliberată în timpul comprimării miezului de heliu și în sursa stratului de hidrogen. Parțial, este absorbit de învelișul de hidrogen, marginile se umflă treptat, reducând efectul. temp-py la post, luminozitate (secțiunea BC).

Pe măsură ce învelișul se extinde și masa miezului de heliu crește, doi factori încep să joace un rol decisiv în comportamentul stelei: convecția care se dezvoltă în înveliș și degenerarea care apare în nucleu. Expansiunea cochiliei și scăderea temperaturii în ea contribuie la extinderea exteriorului. zona convectivă, pe care steaua o avea pe MS. Dezvoltarea convecției duce la o îmbunătățire a eliminării căldurii, care, datorită negativului. capacitatea termică a unei stele, provoacă compresia acesteia, creșterea temperaturii, degajarea de căldură și luminozitate. O creștere a luminozității contribuie la o creștere a gradientului de temperatură radiantă, care îmbunătățește și mai mult convecția. La. are loc un feedback pozitiv și convecția captează, prin urmare, o parte din masa stelei, apropiindu-se de sursa stratului. Luminozitatea crește, iar steaua se mișcă pe GRD din punct CU până la punctul D(regiunea giganților roșii).

Pe măsură ce steaua se deplasează spre punct D are loc o ardere accelerată a hidrogenului, masa izotermă. a miezului de heliu crește, ceea ce, în condiția echilibrului, duce la creșterea densității acestuia. Deoarece temperatura nucleului este apropiată de temperatura sursei stratului de hidrogen și crește ușor, o creștere a densității duce la degenerarea nucleului. Presiunea din el practic încetează să mai depindă de temperatură. În aceste condiții, o mică creștere a temperaturii miezului asociată cu aprinderea heliului nu are aproape niciun efect asupra presiunii, steaua dobândește o capacitate de căldură pozitivă, ceea ce duce la o creștere bruscă a ratei de ardere a heliului ( flash cu heliu). Într-adevăr, în timp ce eliberarea de energie în timpul arderii heliului este mică, steaua este situată pe HRD în apropierea punctului D iar creșterea temperaturii și a densității duce la o creștere a eliberării de energie, care la rândul său crește temperatura. Are loc un feedback pozitiv, care duce la un flash de heliu termic în miez. Dezvoltarea focarului continuă până când creșterea temperaturii înlătură degenerarea din nucleu, steaua capătă un negativ „normal”. capacitatea termică și arderea ulterioară a heliului vor continua în liniște într-un nucleu nedegenerat. O caracteristică a fulgerului de heliu este că este ascuns în adâncurile stelei și în exterior. manifestările sale sunt aproape absente. După formarea unui nucleu nedegenerat, steaua coboară din punct Dși face stânga spre linie EF(ramură orizontală a giganților), unde se află până când heliul din miez se transformă în carbon. Miezul de carbon nou format devine degenerat, aprinderea heliului în sursa stratului și formarea unui strat de ardere cu două straturi de heliu-hidrogen duc la dezvoltarea convecției în carcasă, iar același model de dezvoltare se repetă din nou, cu stea care se întoarce aproape pe aceeași linie până la punct D.

Spre deosebire de sursele stratificate de hidrogen, unde arderea se desfășoară în liniște, sursele stratificate de heliu sunt instabile în ceea ce privește dezvoltarea unei fulgerări termice. Natura acestei erupții, precum și erupția din miezul de heliu, este legată de pozitiv. capacitatea termică care duce la feedback pozitiv. Cu toate acestea, în strat, capacitatea termică se datorează nu degenerării (heliul nu este degenerat aici), ci geometriei regiunii de ardere (strat subțire) și creșterii rapide a ratei de eliberare a energiei odată cu creșterea temperaturii în timpul arderii heliului. . Mecanismul instabilității combustiei stratificate nu este la fel de evident ca în cazul unei erupții într-un miez degenerat și necesită calcule detaliate pentru a o fundamenta.

T. o., în vecinătatea unui punct D există stele liniștite cu miez de heliu și stele care se ard cu carbon. Ecranele contribuie la scurgerea materiei, astfel încât pe măsură ce miezul de carbon crește, masa totală a stelei scade. După mai multe sute de erupții (o cifră aproximativă, deoarece nimeni nu a fost capabil să calculeze în mod constant atât de multe erupții), ca urmare a curgerii rapide a materiei și a creșterii nucleului, masa peste eff heliu-hidrogen. temp-ry şi. de unde mişcarea stelei spre stânga. După epuizarea combustibilului din sursele de strat (punctul G), luminozitatea se menține doar datorită capacității termice a miezului, care se răcește rapid, steaua se deplasează în josul GRD și se transformă într-o pitică albă (punctul h). În această etapă, steaua este până la răcirea completă. Observațiile indică faptul că curgerea materiei în apropierea punctului D are loc inegal, ceea ce înseamnă că o fracțiune din masă este aruncată imediat înainte de începerea mișcării stelei spre stânga, formând nebuloasă planetară.

Stele cu. Pentru stelele cu o viață întreagă pe MS, depășește cosmologicul. timp (2*10 10 ani), și toți sunt fie pe MS, fie se îndreaptă spre acesta. În stele, arderea hidrogenului este însoțită de o creștere a densității în centrul stelei și de apropierea nucleului de o stare degenerată. La miezul de heliu format după arderea hidrogenului devine degenerat, iar învelișul se umflă puternic, ducând la creșterea luminozității și la scăderea temperaturii suprafeței (Fig. 2). Steaua devine o gigantă roșie. Miezul degenerat este instabil în raport cu un flash de heliu. O fulgerare de heliu în miez duce la expansiunea sa și la eliminarea degenerenței; în acest caz, nu mai mult de 1% din heliu arde.

Orez. 2. Urme evolutive ale stelelor [cu compoziție chimică inițială Xz(abundență de elemente mai grele decât heliul) - = 0,03] de la secvența principală la flash-ul de heliu (pentru M= 0,8 și 1,5) sau înainte de aprinderea carbonului în centru (pentru Numerele indică masa stelei, punctele corespund secvenței principale și momentelor de aprindere a heliului și carbonului din miez.

Stele de masă redusă cu un miez de heliu nedegenerat și o înveliș de hidrogen după o fulgerare de heliu sunt situate pe HRD lângă ramura orizontală gigant (SHG, Fig. 3). Pe această ramură, stelele sunt miezuri de heliu cu o masă înconjurată de cochilii de hidrogen decomp. mase. După arderea heliului în miez, compresia sa rapidă începe până când sursa stratului de heliu se aprinde. Steaua de pe GRD se deplasează în sus și la dreapta către o linie numită asimptotică. ramură gigant (ABG). Pe această linie, steaua constă dintr-un miez degenerat de carbon-oxigen și două surse de straturi (heliu și hidrogen) situate foarte aproape una de cealaltă. Deasupra lor se află un înveliș de hidrogen, a cărui masă poate ajunge Proprietate uimitoare stele de pe AGB este că poziția lor pe HRD depinde doar de masa miezului de carbon și practic nu depinde de masa învelișului de hidrogen. Luminozitate L stele pe AWG este determinată de f-loy

unde M co este masa miezului carbon-oxigen. Odată cu creșterea MCO steaua se deplasează pe GRD în sus pe AGB. Această mișcare nu este calmă.

Orez. 3. Urme evolutive grosiere ale stelelor cu mase inițiale M= 1,5, 25 Liniile îngroșate corespund principalelor etape ale arderii în miez (în continuare sunt indicate reacțiile corespunzătoare). Pentru M<2 . 3, un flash de heliu are loc în miez (HFN), apoi arderea liniștită a lui 4 El începe în miez. După 4 El arde în miez, steaua trece la ramura gigant asimptotică timpurie (RAN). Când miezul, în care 4 He s-a ars, atinge masă, în sursa stratului de heliu încep fulgerări termice (TV). În stadiul AGB, are loc pierderea de masă, care se încheie cu o ejecție rapidă a restului învelișului de hidrogen sub forma unei nebuloase planetare (PN). Masa nucleului de CO se transformă într-o pitică albă. Evoluția stelelor mai masive cu în stadiul AVG și mai departe, procesul este similar. Cercul cu raze marchează începutul strălucirii nebuloasei planetare, când T, steaua atinge 3 · 10 4 K și începe ionizarea gazului în PT.

Orez. 4. Urmă evolutivă a unei stele care se transformă într-o pitică albă, începând de la RAVG; compoziția inițială:
. Punctele indică poziția stelei înainte de următoarea explozie termică, este indicat numărul acesteia. OM este anvelopa minimelor de luminozitate în timpul izbucnirilor. Urmele stelelor sunt afișate în regiunea minimelor de flare nr. 7, 9 și 10. Zonele umbrite sunt pe MS și în regiunea arderii heliului în miez (HTC), unde sunt date urme evolutive aproximative ale stelelor cu. Linia întreruptă din stânga corespunde unei stele cu rază constantă

Grosimea mică a surselor de strat duce la fulgerări termice (TS). Numărul de fulgerări în timpul deplasării de-a lungul AGB crește odată cu creșterea masei învelișului de hidrogen și poate depăși câteva. mie. Timpul dintre explozii depinde, de asemenea, în principal de masa nucleului și este determinat de expresie

în ani), și luminozitatea stelei la maxim izbucnire

O proprietate caracteristică a stelelor AGB este pierderea lor intensă de masă. Se crede că stelele își pierd întreaga înveliș de hidrogen și se transformă într-o pitică albă cu o masă.Mecanismul pierderii de masă nu este în întregime clar, dar se crede (capitolul bazat pe date de observație) că o parte din masă se pierde sub forma unui flux liniștit, iar partea rămasă (câteva zecimi din aceasta este aruncată rapid sub forma unei învelișuri sferice, observată ca o nebuloasă planetară. Urma evolutivă a nucleului unei planete nebuloasa c, transformându-se într-o pitică albă, este prezentată în Fig. 4 (schematic urmele sunt prezentate în Fig. 3. Timpurile pe semnele întrerupte t i și masele corespunzătoare de învelișuri de hidrogen M o, egal

Stele cu masă. În astfel de stele, masa nucleului ajunge. Când nucleul este comprimat, carbonul este aprins în el. Arderea carbonului în miezul degenerat al unei stele c este instabilă, reacția duce la o explozie și extinderea completă a stelei. Este posibil ca astfel de explozii să provoace exploziile observate de supernove de primul tip. În miezurile stelelor de la început. mase depășind (până la nucleul de carbon nu este degenerat. Degenerarea are loc în stadiul de formare a nucleului din Pentru

Miezul degenerat se micșorează ca urmare Substanțe neutronizante 24 Mg, compresia se transformă în gravitație. colaps. În acest caz, nucleul este încălzit din cauza neutronizării de neechilibru. în stele cu masă instabilitatea termică se dezvoltă în miezul degenerat, care, ca într-o fulgerare cu heliu, duce la înlăturarea degenerescenței și la trecerea la un regim de ardere liniștită până la apariția 56 Fe în centrul stelei. Soarta unei astfel de stele este similară cu soarta stelelor mai masive.

Evoluția stelelor masive. Arzând în centru, regiunile acestor stele se desfășoară în absența degenerării până la formarea unui miez de fier. Evolutii estimate. Urmele de stele masive după formarea miezului de heliu sunt sensibile la fizic. ipoteze, metoda de calcul și sunt foarte diverse. Acest lucru se manifestă în mod diferit forma buclelor de pe HRD (similar cu buclele pentru din Fig. 2), precum și în valorile eff. temperatura stelei în stadiul de ardere a heliului. Diferența fizică ipotezele constă în alegerea unui criteriu de instabilitate convectivă, care ia în considerare [criteriul lui P. Ledoux] sau nu ia în considerare [criteriul lui K. Schwarzschild] rolul stabilizator al gradientului chimic. compoziţie. Legat de aceasta este comportamentul așa-zisului. o zonă semiconvectivă, care apare deasupra miezului convectiv în stelele de somn ale etapei de ardere a hidrogenului și are un foarte mic exces de gradient de temperatură față de cel adiabatic. În modelele care iau în considerare gradientul chimic. compoziție, zona de semiconvecție este separată de miezul convectiv printr-un strat radiant, care împiedică amestecarea. Dacă, pe de altă parte, se folosește criteriul Schwarzschild, atunci are loc amestecarea parțială și condițiile de evoluție se modifică semnificativ. Arderea heliului are loc în regiunea supergiganților albastre, în timp ce în cazul criteriului Ledoux, heliul arde în regiunea supergiganților roșii cu
Odată cu creșterea masei, valoarea unde este critică crește. luminozitate

La L = Lc forța presiunii ușoare asupra electronilor echilibrează forța gravitației. atracția nucleelor ​​atomice. În procesul de mișcare a stelei pe HRD spre dreapta în regiunea supergiganților roșii după formarea unui miez de heliu în coajă, unde apar zone de ionizare incompletă a heliului și hidrogenului, opacitatea crește brusc și L/L c devine mai mare decât unul. În această etapă, este posibilă o creștere bruscă a ratei de pierdere de masă a stelei, astfel încât întregul înveliș de hidrogen poate fi pierdut. Observațiile arată existența unor stele Wolf-Rayet (WR, vezi mai jos) cu heliu foarte strălucitoare. lup - Raye joacă la), to-rykh există o ieșire puternică de materie cu un flux de masă În stadiul de formare a stelelor WR, fluxul de masă ar putea fi mult mai mare.

Calculul evoluției stelelor masive necesită o contabilizare auto-consecventă a pierderii de masă, astfel încât cantitatea M a fost obţinut în calcule fără ambiguitate ca L, R, T e,. T. la. timpul de pierdere de masă M/M mult mai hidrodinamic. timpul unei stele, o stea în stadiul de expirare poate fi reprezentată ca o static. miez și coajă staționară care curge, masa roiului din interiorul critic. raza curentului este mult mai mică decât masa stelei; pe critic rază r a accelera v la egal (vezi Vânt stelar).Debitul scade rapid pe măsură ce treceți la int. dens. straturi ale stelei, iar coaja se transformă lin într-una statică. miez. S-au făcut doar calcule preliminare ale evoluției cu acordarea auto-consecventă pentru pierderea de masă, deși există multe evoluții. calcule cu fenomenologice luând în considerare pierderea de masă, tipul de dependențe

(L, R, M in unitati

Orez. 5. Urme evolutive ale stelelor cu mase 15 și 25 bb"Și î.Hr- zone de ardere a heliului din miez; CD- arderea într-o sursă dublă (H - He) stratificată; DE- arderea carbonului. Calculele au fost aduse până la punctul de pierdere a stabilității (indicat de o cruce într-un cerc), urmele întrerupte corespund unor calcule nu tocmai sigure.

Calculul evoluției a două stele cu mase post (M = 15 și până la formarea unui miez de fier în stare de presupernova este prezentat în Fig. 5. După arderea carbonului, evoluția nucleului decurge foarte rapid, datorită unei creșteri a ratei de pierdere a neutrinilor, astfel încât starea cochiliei aproape să nu se schimbe, iar steaua se mișcă încet de-a lungul GRD până la debutul colapsului. Observațiile supernovei 1987A în Marele Nor Magellanic au arătat că pre-supernova de aici a fost o supergigantă albastră și nu o supergigantă roșie, așa cum se arată în Fig. 5. Acest lucru se poate datora faptului că fie o resetare înseamnă , părți ale carcasei de hidrogen, fie steaua a evoluat pe o pistă de-a lungul buclelor care intră în regiunea albastră. .Dacă carbonul s-a aprins în momentul în care steaua se afla în regiunea albastră, poziția sa aparentă pe HRD a rămas aproape neschimbată până la pierderea stabilității și o explozie a supernovei.Calculele arată că apariția buclelor este de natură stocastică, așa că am poate vorbi doar despre probabilitatea ca o stea să se afle în regiunea supergiganților albastre, galbene sau roșii într-o stare pre-supernova.

Stelele care s-au transformat în giganți și supergiganți roșii și galbene, după formarea unui miez de heliu, devin determinate. zonă instabilă în raport cu acumularea de mecanic. și sunt observate ca stele variabile cu fluctuații regulate de luminozitate ( cefeideși stele de tip RR Lyrae). Principal Motivul pentru excitarea oscilațiilor în aceste stele este comportamentul anormal al opacității în zona de ionizare incompletă a heliului, a cărei grosime crește odată cu creșterea temperaturii (vezi Fig. Pulsările stelelorÎn afara MS, există alte tipuri de stele variabile cu variabilitate regulată, semiregulată și neregulată. Motivul variabilității variabilelor regulate care se află în stadiile E. h. înainte și după MS, este prezența unor învelișuri convective puternice, care conduc la generarea de unde de șoc în timpul erupțiilor stelare, similare cu erupții solare, dar multe ordine de mărime mai puternice.

Presupernove și supernove

Supernove de al doilea tip (cu linii de hidrogen în spectre și rămășițe în formă pulsarii) sunt un produs al evoluției stelelor masive, nucleele acestor stele își pierd stabilitatea și se prăbușesc după o creștere a centrului, a temperaturii, atât de mult încât începe disocierea nucleelor ​​de 56 Fe și adiabatice. indicele devine mai mic de 4/3. Valoarea lui g, mediată pe o stea, determină hidrodinamica acesteia. durabilitate. Instabilitatea apare atunci când

În expresie, termenul din dreapta este legat de efectele teoriei generale a relativității și este egal cu zero în teoria newtoniană, în care separă stările stabile de cele instabile. Conform rezultatelor calculelor prezentate în Fig. 5. nucleele stelare într-un punct la scurt timp după pierderea stabilității sunt caracterizate de următorii parametri:

Aici M, este masa nucleului; T sşi r c - temperatura şi densitatea centrală, -luminozitatea neutrinilor, -luminozitatea fotonului, -raza fotosferei; numerele dintre paranteze indică ordinul de mărime. Stele cu masa de aprox. 8, se formează un miez de carbon-oxigen degenerat cu o masă de 1,39, care, înaintea unei fulgerări termice, se caracterizează printr-o urmă, cu parametrii: ( r i, este raza nucleului). Exploziile termice ale nucleelor ​​stelare, care conduc la extinderea completă a stelei și la eliberarea energiei ~ 10 51 erg, sunt asociate cu exploziile observate ale supernovelor de tip I, în spectrele cărora nu se observă hidrogen și nu s-au găsit pulsari. în resturile exploziei. Exploziile de supernove de tipul intermediar dintre tipurile I și II (liniile de hidrogen sunt aproape invizibile, dar se pot forma stele neutronice), sunt aparent asociate cu o pierdere a stabilității în nucleele stelelor de masă intermediară. sau cu intrarea acestor stele în sisteme binare.

calcule hidrodinamice. prăbușirea nucleelor ​​stelelor masive a arătat că majoritatea covârșitoare a gravitaționale eliberate energyerg) este purtat de un neutrin. Părțile interioare ale stelei se dovedesc a fi opace pentru neutrinii născuți acolo, iar în interiorul stelei se formează o fotosferă de neutrini. Încălzirea cu neutrini a carcasei care căde, arderea combustibilului nuclear rămas în acesta în timpul colapsului, precum și revenirea învelișului care căde de la suprafața stelei neutronice formate nu sunt suficiente pentru a ejecta materia din energia cinetică. erg energetic (caracteristic supernovelor). Principal Motivele pentru aceasta sunt că fluxul de neutrini încetinește căderea învelișului, iar unda de șoc formată în timpul revenirii învelișului este în plus slăbită din cauza consumului de cea mai mare parte a energiei sale pentru disociere în învelișul nucleelor ​​atomice ale vârf de fier (adică nuclee cu numere de masă apropiate de 56). Pierderile rapide de energie datorate emisiei de neutrini din regiunea fotosferei neutrinilor duc la o crestere a gradientului de temperatura si la dezvoltarea convectiei. Acest lucru poate crește semnificativ energia fiecărui neutrin emis și, în consecință, secțiunea transversală a interacțiunii sale cu materia, care contribuie la explozie.

Energia exploziei unei supernove poate fi extrasă din energia de rotație a stelei neutronice care se formează, care atinge 10 53 erg. Cel mai important rol în transformarea energiei de rotație în energia exploziei îl joacă câmpul magnetic. camp. Prin urmare, se numește o astfel de explozie. magnetorotațional. Într-o înveliș care se rotește diferențial în jurul unei stele neutronice, câmpul magnetic azimutal crește liniar în timp. câmpuri datorate înfăşurării liniilor de forţă. Când magn. presiunea va creste suficient, se formeaza, marginile cresc la propagarea intr-un mediu cu densitate descrescatoare si datorita muncii magneticului. piston. Calculele arată că ~3-5% din energia de rotație poate fi convertită în energie cinetică. energie de ejectie. Acest lucru este suficient pentru a explica supernovele observate. Spre deosebire de mecanismele de explozie ale stelelor cu simetrie sferică, unde energia este eliberată într-o fracțiune de secundă, în timpul unei explozii magneto-rotaționale, eliberarea energiei poate fi întârziată pentru mai multe. ore; în acest caz, perioada de rotație a stelei neutronice rezultate poate depăși 10 milisecunde (rata de rotație va fi<~ 1/10 предельной, совместимой с устойчивостью нейтронной звезды).

Ultimele etape ale evoluției stelare

O stea, care nu are surse de energie, strălucește datorită răcirii, iar echilibrul în ea este menținut prin presiunea electronilor sau neutronilor degenerați. Distracție-baraj. un fapt este prezența unei limite de masă în stelele reci, asociată cu faptul că, odată cu creșterea densității, are loc degenerarea relativistă a electronilor și apoi a neutronilor. Prin urmare, stelele suficient de masive își pierd stabilitatea și intră într-o stare de colaps relativist odată cu formarea unei găuri negre. La densitățile g/cm 3 substanța este formată din electroni și nuclee. electronul este mai îngust la g / cm 3 (m z este numărul de nucleoni pe electron), deci puteți utiliza ecuația de stare a gazului de electroni degenerat relativist

Pentru ecuația de stare barotropă P = P(p) echilibrul unei stele este determinat de ecuațiile (1) și (2). În cazul unei politropii, din (1) și (2) urmează ecuația de echilibru:

masa de stele

Din ecuația (9) rezultă că masa primară a unei stele nu depinde de r s. Pentru ecuația de stare (8) masă

Orez. 6. Dependența masei de densitatea centrală pentru stelele reci de echilibru. Linia întreruptă superioară corespunde ecuației de stare pentru neutronii „puri”, cea inferioară, cu hiperonii luați în considerare.

Masa stelelor, pentru care presiunea este determinată de electroni degenerați, nu poate depăși ( limita Chandrasekara). Stele, în care predomină presiunea electronilor degenerați, numite. pitice albe datorita dimensiunilor reduse si a suprafetei fierbinti. Pe graficul pentru stele reci (Fig. 6), piticele albe sunt situate la stânga primului maxim. Pentru compoziția fierului = 28/13; Cuținând cont de neutronizare și corecții Coulomb la ecuația stării max, masa unei pitice albe de fier este aproximativ când centrul, densitatea este de ~1,4x La o densitate mai mare, m z crește datorită neutronizării și masa de echilibru scade. În acest caz, modelele de echilibru sunt instabile, iar stabilitatea este restabilită atunci când este principală. neutronii degenerați nerelativisti încep să contribuie la presiune (minimul este prezentat în Fig. 6, unde la densități atât de mari interacțiunea nucleară joacă un rol important, prin urmare, în stelele neutronice stabile (între minim și al doilea maxim), neutronul gazul nu este ideal.Degenerarea relativă a neutronilor și efectele relativității generale duc la pierderea stabilității.Ca urmare, masa limită a unei stele neutronice (pentru ecuații de stare realiste)

Stele de la început pierde în masă materie în procesul de evoluție pe AGB și se transformă în pitice albe. Stele mai masive care nu au timp să piardă din masă și să-și piardă stabilitatea fie se despart ca urmare a arderii explozive a carbonului, fie se transformă în stele neutronice descompuse. tipuri. Dacă excesul de masă nu este eliberat în timpul colapsului, atunci are loc un colaps relativist al nucleului și are loc formarea unei găuri negre. Precursorii găurilor negre sunt naib, stele masive de la început. de către mase

Lit.: Frank-Kamenetsky D. A., Physical processes inside stars, M., 1959; Schwarzschild M., Structura și evoluția stelelor, trad. din engleză, M., 1961; Structura internă a stelelor, ed. L. Allera. D. M. McLaughlin, trad. din engleză, M., 1970; Masevici A. G., Tutukov A. V., Evoluția stelelor; teorie și observații, M., 1988; Bisnovaty-Kogan GS, Întrebări fizice ale teoriei evoluției stelare. M.. 1989. G. S. Bisnovaty-Kogan.