Ajutor la Tele2, tarife, intrebari

> Evoluția Soarelui

Explora etapele evoluției solare: nașterea și formarea unei stele dintr-o nebuloasă, crearea unui disc și a planetelor, etapele de dezvoltare și moartea Soarelui, pitică albă.

Soarele nostru este un exemplu tipic de stea, evoluat dintr-o nebuloasă stelară de acum 4,6 miliarde de ani. Dar cum arată nașterea și dezvoltarea Soarelui? Să studiem cu atenție etapele evoluției solare.

Nașterea și evoluția Soarelui

Soarele și toți vecinii săi și-au început existența într-un nor gigantic de gaz molecular și praf. Cu aproximativ 4,6 miliarde de ani în urmă, acest nor a început să se micșoreze sub influența forțelor externe (câmpul gravitațional al stelelor din apropiere sau eliberarea energiei supernovei). În timpul compresiei, forțele interne ale gazului și interacțiunea particulelor de praf au format zone de spațiu cu o densitate mai mare a materiei. Aceste clustere vor da mai târziu naștere la viață în nenumărate sisteme stelare, inclusiv în al nostru.

În procesul de comprimare a clusterelor din cauza forțelor de interacțiune ale particulelor, viitoarea noastră stea a început să se rotească. Forța centrifugă a creat o minge mare de materie în centru și un disc plat de praf și gaz spre marginea sistemului nou creat. Din bila centrală mai târziu, se formează planete și asteroizi, iar din disc. În prima sută de mii de ani de la prăbușirea norului de gaz, Soarele a fost o protostea care se prăbușește. Acest lucru a continuat până când temperatura și presiunea stelei au dus la aprinderea părții sale centrale - miezul. Din acel moment, steaua noastră s-a transformat într-o stea de tip T Tauri – o stea foarte activă cu un vânt solar puternic. În timp, Soarele s-a stabilizat treptat și și-a dobândit forma actuală. Așa a început viața celei mai apropiate stele ale noastre, dar aceasta este doar prima etapă în evoluția Soarelui.

Etapa principală a evoluției Soarelui

Soarele, în propria sa dezvoltare, se află în stadiul principal al vieții, ca majoritatea stelelor din Univers. În miezul său, în fiecare secundă, 600 de milioane de tone de hidrogen sunt transformate în heliu și se produc 4 * 1027 Watt de energie. Acest proces din miezul Soarelui a început acum 4,6 miliarde de ani și nu s-a schimbat de atunci. Dar furnizarea de hidrogen în stea nu este nelimitată: steaua va avea suficient combustibil pentru încă 7 miliarde de ani de viață.

Cu cât se acumulează mai mult heliu într-o stea, cu atât mai mult hidrogen arde. Consecința acestui lucru este o producție mai mare de energie și o creștere a luminozității strălucirii. Cu greu vei observa aceste schimbări pe termen scurt, dar în următorii miliarde de ani Soarele va deveni cu 10% mai strălucitor. Și asta nu mai promite nimic bun pentru celelalte planete ale sistemului nostru.

O creștere a randamentului energiei de fuziune nucleară în interiorul Soarelui de peste un miliard de ani va duce la un puternic efect de seră pe Pământ, similar cu ceea ce se întâmplă acum. În timp, umiditatea conținută în atmosfera planetei va fi erodata de radiația solară crescută.

În 3,5 miliarde de ani, Soarele va fi cu 40% mai strălucitor decât este acum. Temperatura de pe suprafața Pământului va crește atât de mult încât existența apei lichide pe acesta va deveni imposibilă. Oceanele vor fierbe, iar aburul nu va rămâne în atmosferă. Ghetarii se vor topi, iar zapada va ramane doar un mit al vremurilor de mult uitate. Toate condițiile de viață de pe planetă vor fi distruse de radiația solară nemiloasă. Planeta noastră albastră se va transforma în sfârșit într-o Venus fierbinte și uscată.

Nimic nu este etern. Această regulă este valabilă pentru orice: pentru noi, pentru casa noastră - Pământ și pentru Soare. Deși sfârșitul nu se va întâmpla mâine și nu va avea loc în viața cuiva care trăiește astăzi, într-o zi, într-un viitor îndepărtat, steaua își va consuma tot combustibilul și își va începe călătoria finală către uitare. Cum se va încheia dezvoltarea Soarelui?

În aproximativ 6 miliarde de ani, Soarele va fi consumat tot hidrogenul din miezul său. După aceasta, heliul inert acumulat în miezul stelei va deveni instabil și va începe să se prăbușească sub propria greutate. Ca rezultat, miezul va începe să se încălzească și să devină mai dens. Soarele va începe să crească în dimensiune până când va intra în stadiul de gigant roșie. Steaua în creștere va devora Venus și, probabil, chiar și Pământul. Dar chiar dacă planeta noastră supraviețuiește, căldura de la steaua înroșită îi va încălzi suprafața și o va transforma într-un iad viu pentru orice viață organică cunoscută.

Moartea oricărei stele din stadiul de gigant roșie nu este departe. Soarele va avea încă suficientă temperatură și presiune pentru a începe următoarea etapă a fuziunii nucleare: carbonul este sintetizat din heliu, care de data aceasta va fi combustibilul. Această etapă va dura aproximativ o sută de milioane de ani - până când tot heliul se va arde. La final, coaja va deveni instabilă și steaua va începe să pulseze intens. Într-o perioadă foarte scurtă de timp, aceste pulsații vor arunca cea mai mare parte a atmosferei Soarelui în spațiul cosmic.

Când nu mai rămâne nimic din atmosfera gigantului recent, în loc de o stea mare și strălucitoare, o pitică albă va atârna în spațiu - o stea mică, de dimensiunea Pământului, făcută din carbon pur, egală ca masă cu stea. Un diamant de dimensiunea planetei noastre va străluci cu radiații termice pentru o lungă perioadă de timp, dar acest lucru nu este suficient pentru fuziunea nucleară. În timp, se va răci la temperatura ambiantă - cu câteva grade peste zero absolut.

Așa se va încheia viața Soarelui nostru - un piedestal de diamant singuratic.

Nu există un singur scenariu realist în care Soarele ar exploda. Deși ni se pare uriașă, steaua noastră este mică în raport cu stelele inimaginabil de mari care umplu Universul. Chiar și atunci când Soarele arde tot hidrogenul, acesta crește mai întâi și apoi se micșorează la dimensiunea unei planete mici, răcindu-se încet de-a lungul trilioanelor de ani.

Pentru ca o stea să explodeze, masa ei trebuie să depășească semnificativ masa Soarelui. Dacă steaua noastră ar fi de zece ori mai mare, atunci am putea vorbi despre o explozie. Stelele supermasive, după ce consumă hidrogen și heliu, continuă să sintetizeze elemente mai grele - până la fier, a căror sinteză nu este însoțită de eliberarea de energie. Apoi presiunea internă a stelei, care a împiedicat-o să fie afectată de forțele gravitaționale, dispare, iar steaua explodează, eliberând o cantitate uriașă de energie în spațiu.

După explozie, astfel de stele lasă stele neutronice care se rotesc rapid în jurul axei lor, sau chiar găuri negre.

Deși stelele par eterne pe scara timpului uman, ele, ca tot ce este în natură, se nasc, trăiesc și mor. Conform ipotezei norului de gaz-praf general acceptată, o stea se naște ca urmare a comprimării gravitaționale a unui nor de gaz-praf interstelar. Pe măsură ce un astfel de nor se îngroașă, se formează mai întâi protostar, temperatura din centrul său crește constant până când atinge limita necesară pentru ca viteza de mișcare termică 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, patru protoni formează în cele din urmă un nucleu de heliu (2 protoni + 2 neutroni) și este eliberată o întreagă fântână de diferite particule elementare. În starea finală, masa totală a particulelor formate este Mai puțin masele celor patru protoni inițiali, ceea ce înseamnă că energia liberă este eliberată în timpul reacției ( cm. Teoria relativitatii). Din această cauză, miezul intern al stelei nou-născute se încălzește rapid la temperaturi ultra-înalte, iar excesul său de energie începe să se împroșcă spre suprafața sa mai puțin fierbinte - și în afară. În același timp, presiunea din centrul stelei începe să crească ( cm. Ecuația de stare a unui gaz ideal). Astfel, prin „arderea” hidrogenului în procesul unei reacții termonucleare, steaua nu permite forțelor de atracție gravitațională să se comprima într-o stare super-densă, contracarând colapsul gravitațional cu presiunea termică internă continuu reînnoită, rezultând o stare stabilă. echilibru energetic. Se spune că stelele care ard activ hidrogen se află în „faza primară” 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 este mai mare cantitatea de hidrogen pe care o are, dar pentru a contracara forțele de colaps gravitațional trebuie să ardă hidrogenul la o intensitate 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, la această scară, Soarele nostru aparține „clasei de mijloc puternice”.

Totuși, mai devreme sau mai târziu, orice stea va consuma tot hidrogenul potrivit pentru ardere în cuptorul său termonuclear. Ce urmeaza? Depinde și de masa stelei. Soarele (și toate stelele care nu își depășesc masa de mai mult de opt ori) îmi termină viața într-un mod foarte banal. Pe măsură ce rezervele de hidrogen din intestinele stelei se epuizează, forțele de compresie gravitațională, care au așteptat cu răbdare această oră încă din momentul nașterii stelei, încep să câștige avantajul - și sub influența lor. steaua începe să se micșoreze și să devină mai densă. Acest proces are un dublu efect: temperatura din straturile imediat din jurul miezului stelei crește la un nivel la care hidrogenul conținut acolo suferă în cele din urmă fuziune termonucleară pentru a forma heliu. În același timp, temperatura din miez însuși, constând acum aproape în întregime din heliu, crește atât de mult încât heliul însuși - un fel de „cenusa” a reacției de nucleosinteză primară care se estompează - intră într-o nouă reacție de fuziune termonucleară: de la trei nuclee de heliu se formează un nucleu de carbon. 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 stelei, este eliberată atât de multă energie încât steaua începe să se umfle. 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 emisă printr-o suprafață mult mai mare, stratul exterior al stelei se răcește până la partea roșie a spectrului. Steaua se transformă în gigantul rosu.

Pentru stelele din clasa solară, după ce combustibilul care alimentează reacția de nucleosinteză secundară a fost epuizat, etapa colapsului gravitațional începe din nou - de data aceasta finală. Temperatura din interiorul miezului nu mai este capabilă să crească la nivelul necesar pentru a iniția următorul nivel de reacție termonucleară. Prin urmare, steaua se contractă până când forțele de atracție gravitațională sunt echilibrate de următoarea barieră de forță. Rolul lui este jucat de presiunea degenerată a gazului electronic(cm. limita Chandrasekhar). Electronii, care până în această etapă au jucat rolul de figuranți șomeri în evoluția stelei, neparticipând la reacțiile de fuziune nucleară și mișcându-se liber între nuclee în procesul de fuziune, la o anumită etapă de compresie se găsesc privați de „spațiu vital”. și începe să „reziste” la comprimarea gravitațională suplimentară 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 se confruntă cu un sfârșit mult mai spectaculos. După arderea heliului, masa lor în timpul compresiei se dovedește a fi suficientă pentru a încălzi miezul și învelișul la temperaturile necesare pentru a lansa următoarele reacții de nucleosinteză - carbon, apoi siliciu, magneziu - și așa mai departe, pe măsură ce masele nucleare cresc. Mai mult, odată cu începerea fiecărei noi reacții în miezul stelei, cea anterioară continuă în învelișul ei. De fapt, toate elementele chimice, inclusiv fierul, care alcătuiesc Universul, s-au format tocmai ca urmare a nucleosintezei în adâncurile stelelor muribunde de acest tip. Dar fierul este limita; nu poate servi drept combustibil pentru fuziunea nucleară sau reacțiile de descompunere la orice temperatură sau presiune, deoarece atât degradarea sa, cât și adăugarea de nucleoni suplimentari necesită un aflux de energie externă. Ca rezultat, o stea masivă acumulează treptat un miez de fier în interiorul ei, care nu poate servi drept combustibil pentru alte reacții nucleare.

Odată ce temperatura și presiunea din interiorul nucleului ating un anumit nivel, electronii încep să interacționeze cu protonii nucleelor ​​de fier, rezultând formarea de neutroni. Și într-o perioadă foarte scurtă de timp - unii teoreticieni cred că acest lucru durează câteva secunde - electronii liberi de-a lungul evoluției anterioare a stelei se dizolvă literalmente în protonii nucleelor ​​de fier, întreaga substanță a nucleului stelei se transformă într-un grămadă solidă de neutroni și începe să se comprima rapid în colaps gravitațional, deoarece presiunea de contracarare a gazului electron degenerat scade la zero. Învelișul exterior al stelei, de sub care toate suporturile sunt eliminate, se prăbușește spre centru. Energia ciocnirii carcasei exterioare prăbușite cu miezul neutronilor este atât de mare încât revine cu o viteză enormă și se împrăștie în toate direcțiile de la miez - iar steaua explodează literalmente într-o fulger orbitoare. supernova stele. În câteva secunde, o explozie de supernovă poate elibera mai multă energie în spațiu decât toate stelele din galaxie reunite în același timp.

După o explozie de supernovă și expansiunea învelișului de stele cu o masă de aproximativ 10-30 de mase solare, colapsul gravitațional în curs duce la formarea unei stele neutronice, a cărei materie este comprimată până când începe să se simtă. presiunea neutronilor degenerați - cu alte cuvinte, acum neutronii (la fel cum au făcut electronii mai devreme) încep să reziste la o comprimare suplimentară, necesitând pentru mine spațiu de locuit. Acest lucru se întâmplă de obicei atunci când steaua atinge o dimensiune de aproximativ 15 km în diametru. Rezultatul este o stea neutronică care se rotește rapid, care emite impulsuri electromagnetice la 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 ulterior și o explozie de supernovă are ca rezultat

Salutare dragi cititori! Aș vrea să vorbesc despre frumosul cer al nopții. De ce despre noapte? Tu intrebi. Pentru că stelele sunt clar vizibile pe ea, aceste mici puncte frumoase luminoase de pe fundalul negru-albastru al cerului nostru. Dar, de fapt, nu sunt mici, ci pur și simplu uriașe și, din cauza distanței mari, par atât de mici.

Și-a imaginat vreunul dintre voi cum se nasc vedetele, cum își trăiesc viața, cum este pentru ei în general? Vă sugerez să citiți acest articol acum și să vă imaginați evoluția stelelor pe parcurs. Am pregătit câteva videoclipuri pentru un exemplu vizual 😉

Cerul este presărat cu multe stele, printre care sunt împrăștiați nori uriași de praf și gaze, în principal hidrogen. Stelele se nasc tocmai în astfel de nebuloase sau regiuni interstelare.

O stea trăiește atât de mult (până la zeci de miliarde de ani) încât astronomii nu pot urmări viața nici măcar unuia dintre ei de la început până la sfârșit. Dar au ocazia să observe diferite stadii de dezvoltare a stelelor.

Oamenii de știință au combinat datele obținute și au putut urmări etapele vieții stelelor tipice: momentul nașterii unei stele într-un nor interstelar, tinerețea, vârsta mijlocie, bătrânețea și uneori o moarte foarte spectaculoasă.

Nașterea unei stele.

Formarea unei stele începe cu compactarea materiei în interiorul unei nebuloase. Treptat, compactarea rezultată scade în dimensiune, micșorându-se sub influența gravitației. În timpul acestei compresii, sau colaps, se eliberează energie care încălzește praful și gazul și le face să strălucească.

Există un așa-zis protostar. Temperatura și densitatea materiei din centrul sau nucleul său este maximă. Când temperatura atinge aproximativ 10.000.000°C, în gaz încep să apară reacții termonucleare.

Nucleele atomilor de hidrogen încep să se combine și să se transforme în nucleele atomilor de heliu. Această fuziune eliberează o cantitate imensă de energie. Această energie, prin procesul de convecție, este transferată în stratul de suprafață, iar apoi, sub formă de lumină și căldură, este emisă în spațiu. Așa se transformă o protostea într-o stea adevărată.

Radiația care provine din nucleu încălzește mediul gazos, creând o presiune care este îndreptată spre exterior și prevenind astfel colapsul gravitațional al stelei.

Rezultatul este că găsește echilibrul, adică are dimensiuni constante, o temperatură constantă a suprafeței și o cantitate constantă de energie eliberată.

Astronomii numesc o stea în acest stadiu de dezvoltare steaua secvenței principale, indicând astfel locul pe care îl ocupă pe diagrama Hertzsprung-Russell. Această diagramă exprimă relația dintre temperatura și luminozitatea unei stele.

Protostelele, care au o masă mică, nu se încălzesc niciodată la temperaturile necesare pentru a iniția o reacție termonucleară. Aceste stele, ca urmare a comprimării, se transformă în slab pitici roșii , sau chiar dimmer pitice brune . Prima stea pitică maro a fost descoperită abia în 1987.

Uriași și pitici.

Diametrul Soarelui este de aproximativ 1.400.000 km, temperatura sa la suprafață este de aproximativ 6.000°C și emite lumină gălbuie. A făcut parte din secvența principală de stele timp de 5 miliarde de ani.

„Combustibilul” de hidrogen de pe o astfel de stea va fi epuizat în aproximativ 10 miliarde de ani, iar în principal heliul va rămâne în miezul său. Când nu mai rămâne nimic de „ars”, intensitatea radiației direcționate din miez nu mai este suficientă pentru a echilibra colapsul gravitațional al miezului.

Dar energia care este eliberată în acest caz este suficientă pentru a încălzi materia înconjurătoare. În această înveliș, începe sinteza nucleelor ​​de hidrogen și se eliberează mai multă energie.

Steaua începe să strălucească mai strălucitor, dar acum cu o lumină roșiatică și, în același timp, se extinde și el, crescând în dimensiune de zeci de ori. Acum o astfel de stea numit uriaș roșu.

Miezul gigantului roșu se contractă, iar temperatura crește la 100.000.000°C sau mai mult. Aici are loc reacția de fuziune a nucleelor ​​de heliu, transformându-l în carbon. Datorită energiei care este eliberată, steaua încă strălucește timp de aproximativ 100 de milioane de ani.

După ce heliul se epuizează și reacțiile se sting, întreaga stea treptat, sub influența gravitației, se micșorează până la aproape dimensiunea de . Energia eliberată în acest caz este suficientă pentru ca steaua (acum o pitică albă) a continuat să strălucească puternic o vreme.

Gradul de compresie a materiei într-o pitică albă este foarte mare și, prin urmare, are o densitate foarte mare - greutatea unei linguri poate ajunge la o mie de tone. Așa are loc evoluția stelelor de mărimea Soarelui nostru.

Videoclip care arată evoluția Soarelui nostru într-o pitică albă

O stea cu masa de cinci ori mai mare a Soarelui are un ciclu de viață mult mai scurt și evoluează oarecum diferit. O astfel de stea este mult mai strălucitoare, iar temperatura de suprafață este de 25.000 ° C sau mai mult; perioada de ședere în secvența principală de stele este de numai aproximativ 100 de milioane de ani.

Când o astfel de vedetă intră pe scenă gigantul rosu , temperatura din miezul său depășește 600.000.000°C. Ea suferă reacții de fuziune a nucleelor ​​de carbon, care sunt transformate în elemente mai grele, inclusiv fier.

Steaua, sub influența energiei eliberate, se extinde la dimensiuni care sunt de sute de ori mai mari decât dimensiunea inițială. O vedetă în această etapă numit supergigant .

Procesul de producere a energiei din nucleu se oprește brusc și se micșorează în câteva secunde. Cu toate acestea, se eliberează o cantitate imensă de energie și se formează o undă de șoc catastrofală.

Această energie călătorește prin întreaga stea și expulzează o parte semnificativă a acesteia cu forță explozivă în spațiul cosmic, provocând un fenomen cunoscut sub numele de explozie de supernova .

Pentru a vizualiza mai bine tot ce a fost scris, să ne uităm la diagrama ciclului evolutiv al stelelor

În februarie 1987, o erupție similară a fost observată într-o galaxie vecină, Marele Nor Magellanic. Această supernova a strălucit pentru scurt timp mai strălucitor decât un trilion de sori.

Miezul supergigantului se comprimă și formează un corp ceresc cu un diametru de doar 10-20 km, iar densitatea lui este atât de mare încât o linguriță din substanța sa poate cântări 100 de milioane de tone!!! Un astfel de corp ceresc este format din neutroni șinumită stea neutronică .

O stea neutronică care tocmai s-a format are o viteză mare de rotație și un magnetism foarte puternic.

Acest lucru creează un câmp electromagnetic puternic care emite unde radio și alte tipuri de radiații. Ele se răspândesc din polii magnetici ai stelei sub formă de raze.

Aceste raze, din cauza rotației stelei în jurul axei sale, par să scaneze spațiul cosmic. Când trec în grabă pe lângă telescoapele noastre radio, le percepem ca fulgerări scurte sau impulsuri. De aceea se numesc astfel de stele pulsarii.

Pulsarii au fost descoperiți datorită undelor radio pe care le emit. Acum a devenit cunoscut faptul că multe dintre ele emit impulsuri de lumină și raze X.

Primul pulsar de lumină a fost descoperit în Nebuloasa Crabului. Pulsurile sale se repetă de 30 de ori pe secundă.

Pulsurile altor pulsari se repetă mult mai des: PIR (sursă radio pulsatorie) 1937+21 clipește de 642 de ori pe secundă. Este chiar greu de imaginat asta!

Stelele care au cea mai mare masă, de zeci de ori masa Soarelui, ard și ele ca supernove. Dar, datorită masei lor enorme, prăbușirea lor este mult mai catastrofală.

Compresia distructivă nu se oprește nici măcar în stadiul de formare a unei stele neutronice, creând o regiune în care materia obișnuită încetează să mai existe.

A mai rămas o singură gravitație, care este atât de puternică încât nimic, nici măcar lumina, nu poate scăpa de influența ei. Această zonă se numește gaură neagră.Da, evoluția stelelor mari este înfricoșătoare și foarte periculoasă.

În acest videoclip vom vorbi despre cum o supernova se transformă într-un pulsar și într-o gaură neagră.

Nu știu despre voi, dragi cititori, dar personal, îmi place foarte mult și sunt interesat de spațiu și de tot ce este legat de el, este atât de misterios și frumos, este uluitor! Evoluția stelelor ne-a spus multe despre viitorul nostru si tot.

Fiecare dintre noi s-a uitat la cerul înstelat cel puțin o dată în viață. Cineva s-a uitat la această frumusețe, trăind sentimente romantice, altul a încercat să înțeleagă de unde vine toată această frumusețe. Viața în spațiu, spre deosebire de viața de pe planeta noastră, curge cu o viteză diferită. Timpul din spațiul cosmic trăiește în propriile sale categorii; distanțele și dimensiunile din Univers sunt colosale. Rareori ne gândim la faptul că evoluția galaxiilor și a stelelor se întâmplă constant în fața ochilor noștri. Fiecare obiect din spațiul vast este rezultatul anumitor procese fizice. Galaxiile, stelele și chiar planetele au faze principale de dezvoltare.

Planeta noastră și toți depindem de steaua noastră. Cât timp ne va încânta Soarele cu căldura sa, insuflând viață în Sistemul Solar? Ce ne așteaptă în viitor după milioane și miliarde de ani? În acest sens, este interesant să aflăm mai multe despre care sunt etapele evoluției obiectelor astronomice, de unde provin stelele și cum se termină viața acestor minunate luminari pe cerul nopții.

Originea, nașterea și evoluția stelelor

Evoluția stelelor și planetelor care populează galaxia noastră Calea Lactee și întregul Univers a fost, în cea mai mare parte, bine studiată. În spațiu, legile fizicii sunt de neclintit și ajută la înțelegerea originii obiectelor spațiale. În acest caz, se obișnuiește să se bazeze pe teoria Big Bang, care este acum doctrina dominantă despre procesul de origine a Universului. Evenimentul care a zguduit universul și a dus la formarea universului este, după standardele cosmice, fulgerător. Pentru cosmos, momentele trec de la nașterea unei stele până la moartea acesteia. Distanțele mari creează iluzia constanței Universului. O stea care fulgeră în depărtare strălucește asupra noastră de miliarde de ani, moment în care s-ar putea să nu mai existe.

Teoria evoluției galaxiei și stelelor este o dezvoltare a teoriei Big Bang. Doctrina nașterii stelelor și apariției sistemelor stelare se distinge prin amploarea a ceea ce se întâmplă și intervalul de timp, care, spre deosebire de Universul în ansamblu, poate fi observat prin mijloace moderne ale științei.

Când studiezi ciclul de viață al stelelor, poți folosi exemplul celei mai apropiate stele de noi. Soarele este una dintre sutele de trilioane de stele din câmpul nostru vizual. În plus, distanța de la Pământ la Soare (150 milioane km) oferă o oportunitate unică de a studia obiectul fără a părăsi sistemul solar. Informațiile obținute vor face posibilă înțelegerea în detaliu a modului în care sunt structurate alte stele, cât de repede sunt epuizate aceste surse de căldură gigantice, care sunt etapele de dezvoltare a unei stele și care va fi sfârșitul acestei vieți strălucitoare - liniștită și slabă. sau spumant, exploziv.

După Big Bang, particulele minuscule au format nori interstelari, care au devenit „spitalul de maternitate” pentru trilioane de stele. Este caracteristic că toate stelele s-au născut în același timp ca urmare a compresiei și expansiunii. Compresia în norii de gaz cosmic a avut loc sub influența propriei gravitații și a unor procese similare în stele noi din vecinătate. Expansiunea a apărut ca urmare a presiunii interne a gazului interstelar și sub influența câmpurilor magnetice din interiorul norului de gaz. În același timp, norul s-a rotit liber în jurul centrului său de masă.

Norii de gaz formați după explozie constau în proporție de 98% hidrogen și heliu atomic și molecular. Doar 2% din acest masiv constă din praf și particule microscopice solide. Anterior se credea că în centrul oricărei stele se află un miez de fier, încălzit la o temperatură de un milion de grade. Acest aspect a explicat masa gigantică a stelei.

În opoziția forțelor fizice au prevalat forțele de compresie, deoarece lumina rezultată din eliberarea energiei nu pătrunde în norul de gaz. Lumina, împreună cu o parte din energia eliberată, se răspândește spre exterior, creând o temperatură sub zero și o zonă de joasă presiune în interiorul acumulării dense de gaz. Fiind în această stare, gazul cosmic se contractă rapid, influența forțelor de atracție gravitațională duce la faptul că particulele încep să formeze materie stelară. Când o colecție de gaz este densă, compresia intensă determină formarea unui grup de stele. Când dimensiunea norului de gaz este mică, compresia duce la formarea unei singure stele.

O scurtă descriere a ceea ce se întâmplă este că viitoarea stea trece prin două etape - compresie rapidă și lentă până la starea de protostea. Într-un limbaj simplu și ușor de înțeles, compresia rapidă este căderea materiei stelare spre centrul protostelei. Compresia lentă are loc pe fundalul centrului format al protostelei. În următoarele sute de mii de ani, noua formațiune se micșorează în dimensiune, iar densitatea ei crește de milioane de ori. Treptat, protostea devine opaca din cauza densitatii mari a materiei stelare, iar compresia in curs declanseaza mecanismul reactiilor interne. O creștere a presiunii interne și a temperaturii duce la formarea propriului centru de greutate al viitoarei stele.

Protostarul rămâne în această stare timp de milioane de ani, degajând încet căldură și micșorându-se treptat, scăzând în dimensiune. Ca urmare, contururile noii stele ies la iveală, iar densitatea materiei sale devine comparabilă cu densitatea apei.

În medie, densitatea stelei noastre este de 1,4 kg/cm3 - aproape aceeași cu densitatea apei din Marea Moartă sărată. În centru, Soarele are o densitate de 100 kg/cm3. Materia stelară nu este în stare lichidă, ci există sub formă de plasmă.

Sub influența unei presiuni enorme și a unei temperaturi de aproximativ 100 milioane K, încep reacțiile termonucleare ale ciclului hidrogenului. Compresia se oprește, masa obiectului crește atunci când energia gravitațională se transformă în arderea termonucleară a hidrogenului. Din acest moment, noua stea, care emite energie, începe să piardă din masă.

Versiunea descrisă mai sus a formării stelelor este doar o diagramă primitivă care descrie stadiul inițial al evoluției și nașterii unei stele. Astăzi, astfel de procese în galaxia noastră și în întregul Univers sunt practic invizibile din cauza epuizării intense a materialului stelar. În întreaga istorie conștientă a observațiilor galaxiei noastre, s-au notat doar apariții izolate de noi stele. La scara Universului, această cifră poate fi mărită de sute și mii de ori.

Pentru cea mai mare parte a vieții lor, protostelele sunt ascunse de ochiul uman de o coajă prăfuită. Radiația din miez poate fi observată doar în infraroșu, care este singura modalitate de a vedea nașterea unei stele. De exemplu, în Nebuloasa Orion, în 1967, astrofizicienii au descoperit o nouă stea în domeniul infraroșu, a cărei temperatură de radiație era de 700 de grade Kelvin. Ulterior, s-a dovedit că locul de naștere al protostelelor sunt surse compacte care există nu numai în galaxia noastră, ci și în alte colțuri îndepărtate ale Universului. Pe lângă radiația infraroșie, locurile de naștere a noilor stele sunt marcate de semnale radio intense.

Procesul de studiu și evoluția stelelor

Întregul proces de cunoaștere a stelelor poate fi împărțit în mai multe etape. La început, ar trebui să determinați distanța până la stea. Informațiile despre cât de departe este steaua de noi și cât timp a venit lumina din ea oferă o idee despre ceea ce s-a întâmplat cu steaua în acest timp. După ce omul a învățat să măsoare distanța până la stelele îndepărtate, a devenit clar că stelele sunt aceiași sori, doar de dimensiuni diferite și cu sorti diferite. Cunoscând distanța până la stea, nivelul de lumină și cantitatea de energie emisă pot fi folosite pentru a urmări procesul de fuziune termonucleară a stelei.

După ce ați determinat distanța până la stea, puteți utiliza analiza spectrală pentru a calcula compoziția chimică a stelei și pentru a afla structura și vârsta acesteia. Datorită apariției spectrografului, oamenii de știință au ocazia să studieze natura luminii stelelor. Acest dispozitiv poate determina și măsura compoziția gazoasă a materiei stelare pe care o posedă o stea în diferite etape ale existenței sale.

Studiind analiza spectrală a energiei Soarelui și a altor stele, oamenii de știință au ajuns la concluzia că evoluția stelelor și planetelor are rădăcini comune. Toate corpurile cosmice au același tip, compoziție chimică similară și provin din aceeași materie, care a apărut ca urmare a Big Bang-ului.

Materia stelară este formată din aceleași elemente chimice (chiar și fier) ​​ca planeta noastră. Singura diferență este în cantitatea anumitor elemente și în procesele care au loc pe Soare și în interiorul suprafeței solide a pământului. Acesta este ceea ce distinge stelele de alte obiecte din Univers. Originea stelelor ar trebui luată în considerare și în contextul unei alte discipline fizice: mecanica cuantică. Conform acestei teorii, materia care determină materia stelară constă în divizarea constantă a atomilor și a particulelor elementare care își creează propriul microcosmos. În această lumină, structura, compoziția, structura și evoluția stelelor prezintă interes. După cum sa dovedit, cea mai mare parte a masei stelei noastre și a multor alte stele este formată din doar două elemente - hidrogen și heliu. Un model teoretic care descrie structura stelelor ne va permite să înțelegem structura lor și principala diferență față de alte obiecte spațiale.

Caracteristica principală este că multe obiecte din Univers au o anumită dimensiune și formă, în timp ce o stea își poate schimba dimensiunea pe măsură ce se dezvoltă. Un gaz fierbinte este o combinație de atomi legați lejer între ei. La milioane de ani după formarea unei stele, stratul de suprafață al materiei stelare începe să se răcească. Steaua își eliberează cea mai mare parte a energiei în spațiul cosmic, scăzând sau crescând în dimensiune. Căldura și energia sunt transferate din interiorul stelei la suprafață, afectând intensitatea radiației. Cu alte cuvinte, aceeași stea arată diferit în diferite perioade ale existenței sale. Procesele termonucleare bazate pe reacții ale ciclului hidrogenului contribuie la transformarea atomilor ușori de hidrogen în elemente mai grele - heliu și carbon. Potrivit astrofizicienilor și oamenilor de știință nucleari, o astfel de reacție termonucleară este cea mai eficientă în ceea ce privește cantitatea de căldură generată.

De ce fuziunea termonucleară a nucleului nu se termină cu explozia unui astfel de reactor? Chestia este că forțele câmpului gravitațional din acesta pot menține materia stelară într-un volum stabilizat. Din aceasta putem trage o concluzie fără ambiguitate: orice stea este un corp masiv care își menține dimensiunea datorită echilibrului dintre forțele gravitaționale și energia reacțiilor termonucleare. Rezultatul acestui model natural ideal este o sursă de căldură care poate funcționa mult timp. Se presupune că primele forme de viață pe Pământ au apărut acum 3 miliarde de ani. Soarele în acele vremuri îndepărtate a încălzit planeta noastră la fel ca acum. În consecință, steaua noastră s-a schimbat puțin, în ciuda faptului că amploarea căldurii emise și a energiei solare este colosală - mai mult de 3-4 milioane de tone în fiecare secundă.

Nu este greu de calculat cât de multă greutate a pierdut steaua noastră de-a lungul anilor de existență. Aceasta va fi o cifră uriașă, dar datorită masei sale enorme și a densității mari, astfel de pierderi la scara Universului par nesemnificative.

Etape ale evoluției stelelor

Soarta stelei depinde de masa inițială a stelei și de compoziția sa chimică. În timp ce principalele rezerve de hidrogen sunt concentrate în miez, steaua rămâne în așa-numita secvență principală. De îndată ce există tendința de creștere a dimensiunii stelei, înseamnă că sursa principală de fuziune termonucleară s-a uscat. Calea finală lungă de transformare a corpului ceresc a început.

Luminile formate în Univers sunt inițial împărțite în trei tipuri cele mai comune:

• stele normale (pitice galbene);
• stele pitice;
• stele gigantice.

Stelele cu masă mică (pitici) își arde încet rezervele de hidrogen și își trăiesc viața destul de calm.

Astfel de stele sunt majoritatea în Univers, iar steaua noastră, o pitică galbenă, este una dintre ele. Odată cu apariția bătrâneții, o pitică galbenă devine o gigantă roșie sau supergigant.

Pe baza teoriei originii stelelor, procesul de formare a stelelor în Univers nu s-a încheiat. Cele mai strălucitoare stele din galaxia noastră nu sunt doar cele mai mari, în comparație cu Soarele, ci și cele mai tinere. Astrofizicienii și astronomii numesc astfel de stele supergianti albastre. În cele din urmă, vor avea aceeași soartă ca trilioane de alte stele. Mai întâi are loc o naștere rapidă, o viață strălucitoare și arzătoare, după care urmează o perioadă de decădere lentă. Stelele de mărimea Soarelui au un ciclu lung de viață, fiind în secvența principală (în partea sa din mijloc).

Folosind datele despre masa unei stele, putem presupune calea evolutivă a acesteia de dezvoltare. O ilustrare clară a acestei teorii este evoluția stelei noastre. Nimic nu ține la nesfârșit. Ca urmare a fuziunii termonucleare, hidrogenul este transformat în heliu, prin urmare, rezervele sale originale sunt consumate și reduse. Într-o zi, nu foarte curând, aceste rezerve se vor epuiza. Judecând după faptul că Soarele nostru continuă să strălucească timp de mai bine de 5 miliarde de ani, fără a-și schimba dimensiunea, vârsta matură a stelei poate dura aproximativ aceeași perioadă.

Epuizarea rezervelor de hidrogen va duce la faptul că, sub influența gravitației, miezul soarelui va începe să se micșoreze rapid. Densitatea miezului va deveni foarte mare, drept urmare procesele termonucleare se vor muta în straturile adiacente miezului. Această stare se numește colaps, care poate fi cauzată de reacții termonucleare din straturile superioare ale stelei. Ca urmare a presiunii ridicate, sunt declanșate reacții termonucleare care implică heliu.

Rezervele de hidrogen și heliu din această parte a stelei vor dura milioane de ani. Nu va trece mult până când epuizarea rezervelor de hidrogen va duce la o creștere a intensității radiațiilor, la o creștere a dimensiunii învelișului și a dimensiunii stelei în sine. Ca urmare, Soarele nostru va deveni foarte mare. Dacă vă imaginați această imagine peste zeci de miliarde de ani, atunci în loc de un disc strălucitor, un disc roșu fierbinte de proporții gigantice va atârna pe cer. Giganții roșii reprezintă o fază naturală în evoluția unei stele, starea ei de tranziție în categoria stelelor variabile.

Ca urmare a acestei transformări, distanța de la Pământ la Soare va scădea, astfel încât Pământul va cădea în zona de influență a coroanei solare și va începe să se „prăjească” în ea. Temperatura de la suprafața planetei va crește de zece ori, ceea ce va duce la dispariția atmosferei și la evaporarea apei. Ca urmare, planeta se va transforma într-un deșert stâncos fără viață.

Etapele finale ale evoluției stelare

Ajunsă în faza de gigantă roșie, o stea normală devine o pitică albă sub influența proceselor gravitaționale. Dacă masa unei stele este aproximativ egală cu masa Soarelui nostru, toate procesele principale din ea vor avea loc calm, fără impulsuri sau reacții explozive. Pitica albă va muri mult timp, arzând până la pământ.

În cazurile în care steaua a avut inițial o masă mai mare de 1,4 ori Soarele, pitica albă nu va fi etapa finală. Cu o masă mare în interiorul stelei, procesele de compactare a materiei stelare încep la nivel atomic și molecular. Protonii se transformă în neutroni, densitatea stelei crește, iar dimensiunea acesteia scade rapid.

Stelele neutronice cunoscute de știință au un diametru de 10-15 km. Cu o dimensiune atât de mică, o stea neutronică are o masă colosală. Un centimetru cub de materie stelară poate cântări miliarde de tone.

În cazul în care inițial aveam de-a face cu o stea de masă mare, etapa finală a evoluției ia alte forme. Soarta unei stele masive este o gaură neagră - un obiect cu o natură neexplorată și un comportament imprevizibil. Masa uriașă a stelei contribuie la creșterea forțelor gravitaționale, antrenând forțele de compresie. Nu este posibil să întrerupeți acest proces. Densitatea materiei crește până când devine infinită, formând un spațiu singular (teoria relativității a lui Einstein). Raza unei astfel de stele va deveni în cele din urmă zero, devenind o gaură neagră în spațiul cosmic. Ar exista mult mai multe găuri negre dacă stelele masive și supermasive ar ocupa cea mai mare parte a spațiului.

Trebuie remarcat faptul că atunci când o gigantă roșie se transformă într-o stea neutronică sau într-o gaură neagră, Universul poate experimenta un fenomen unic - nașterea unui nou obiect cosmic.

Nașterea unei supernove este cea mai spectaculoasă etapă finală a evoluției stelelor. Aici operează o lege naturală a naturii: încetarea existenței unui corp dă naștere unei noi vieți. Perioada unui astfel de ciclu precum nașterea unei supernove se referă în principal la stele masive. Rezervele epuizate de hidrogen duc la includerea heliului și carbonului în procesul de fuziune termonucleară. Ca urmare a acestei reacții, presiunea crește din nou și se formează un miez de fier în centrul stelei. Sub influența forțelor gravitaționale puternice, centrul de masă se deplasează în partea centrală a stelei. Miezul devine atât de greu încât nu poate rezista propriei gravitații. Ca urmare, începe expansiunea rapidă a miezului, ceea ce duce la o explozie instantanee. Nașterea unei supernove este o explozie, o undă de șoc de forță monstruoasă, un fulger strălucitor în vastele întinderi ale Universului.

Trebuie remarcat faptul că Soarele nostru nu este o stea masivă, așa că o soartă similară nu o amenință, iar planeta noastră nu ar trebui să se teamă de un astfel de sfârșit. În cele mai multe cazuri, exploziile de supernove au loc în galaxii îndepărtate, motiv pentru care sunt rareori detectate.

In cele din urma

Evoluția stelelor este un proces care se întinde pe zeci de miliarde de ani. Ideea noastră despre procesele care au loc este doar un model matematic și fizic, o teorie. Timpul pământesc este doar un moment din uriașul ciclu de timp în care trăiește Universul nostru. Putem doar să observăm ce s-a întâmplat cu miliarde de ani în urmă și să ne imaginăm cu ce se pot confrunta generațiile ulterioare de pământeni.

Dacă aveți întrebări, lăsați-le în comentariile de sub articol. Noi sau vizitatorii noștri vom fi bucuroși să le răspundem

Evoluția stelelor este modificarea în timp a caracteristicilor fizice, a structurii interne și a compoziției chimice a stelelor. Teoria modernă a evoluției stelare este capabilă să explice cursul general al dezvoltării stelare în acord satisfăcător cu datele observațiilor astronomice. Cursul evoluției unei stele depinde de masa și compoziția chimică inițială a acesteia. Stelele din prima generație s-au format din materie, a cărei compoziție a fost determinată de condițiile cosmologice (aproximativ 70% hidrogen, 30% heliu, un amestec nesemnificativ de deuteriu și litiu). În timpul evoluției stelelor de prima generație, s-au format elemente grele care au fost aruncate în spațiul interstelar ca urmare a ieșirii de materie din stele sau în timpul exploziilor stelare. Stelele din generațiile următoare s-au format din materie care conținea 3-4% elemente grele.

Nașterea unei stele este formarea unui obiect a cărui radiație este susținută de propriile sale surse de energie. Procesul de formare a stelelor continuă continuu și continuă până în zilele noastre.

Pentru a explica structura mega-lumii, cea mai importantă este interacțiunea gravitațională. În nebuloasele de gaz și praf, sub influența forțelor gravitaționale, se formează neomogenități instabile, din cauza cărora materia difuză se descompune într-o serie de condensări. Dacă astfel de condensuri persistă suficient de mult, atunci în timp se transformă în stele. Este important de menționat că procesul de naștere nu este al unei stele individuale, ci al asociațiilor stelare. Corpurile de gaze rezultate sunt atrase unele de altele, dar nu se combină neapărat într-un singur corp imens. De obicei, încep să se rotească unul față de celălalt, iar forțele centrifuge ale acestei mișcări contracarează forțele atractive care conduc la o concentrare suplimentară.

Stelele tinere sunt cele care se află încă în stadiul de compresie gravitațională inițială. Temperatura din centrul unor astfel de stele nu este încă suficientă pentru a avea loc reacții termonucleare. Strălucirea stelelor apare numai datorită conversiei energiei gravitaționale în căldură. Compresia gravitațională este prima etapă în evoluția stelelor. Conduce la încălzirea zonei centrale a stelei la temperatura la care începe reacția termonucleară (10 – 15 milioane K) – transformarea hidrogenului în heliu.

Energia enormă emisă de stele este generată ca urmare a proceselor nucleare care au loc în interiorul stelelor. Energia generată în interiorul unei stele îi permite să emită lumină și căldură timp de milioane și miliarde de ani. Pentru prima dată, ipoteza că sursa energiei stelare este reacțiile termonucleare ale sintezei heliului din hidrogen a fost propusă în 1920 de astrofizicianul englez A.S. Eddington. În interiorul stelelor, sunt posibile două tipuri de reacții termonucleare care implică hidrogen, numite cicluri hidrogen (proton-proton) și carbon (carbon-azot). În primul caz, este necesar doar hidrogenul pentru ca reacția să aibă loc; în al doilea, este necesară și prezența carbonului, servind drept catalizator. Materialul de pornire este protonii, din care se formează nuclee de heliu ca urmare a fuziunii nucleare.

Deoarece transformarea a patru protoni într-un nucleu de heliu produce doi neutrini, 1,8∙10 38 de neutrini sunt generați în fiecare secundă în adâncurile Soarelui. Neutrinii interacționează slab cu materia și au o mare putere de penetrare. După ce au trecut printr-o grosime uriașă de materie solară, neutrinii rețin toate informațiile pe care le-au primit în reacțiile termonucleare din adâncurile Soarelui. Densitatea de flux a neutrinilor solari care cad pe suprafața Pământului este de 6,6∙10 10 neutrini pe 1 cm 2 pe 1 s. Măsurarea fluxului de neutrini care cad pe Pământ face posibilă evaluarea proceselor care au loc în interiorul Soarelui.

Astfel, sursa de energie pentru majoritatea stelelor este reacțiile termonucleare cu hidrogen din zona centrală a stelei. Ca rezultat al unei reacții termonucleare, are loc un flux exterior de energie sub formă de radiație pe o gamă largă de frecvențe (lungimi de undă). Interacțiunea dintre radiație și materie are ca rezultat o stare constantă de echilibru: presiunea radiației exterioare este echilibrată de presiunea gravitației. Contracția ulterioară a stelei se oprește atâta timp cât se produce o cantitate suficientă de energie în centru. Această stare este destul de stabilă, iar dimensiunea stelei rămâne constantă. Hidrogenul este componenta principală a materiei cosmice și cel mai important tip de combustibil nuclear. Rezervele de hidrogen ale stelei durează miliarde de ani. Aceasta explică de ce stelele sunt stabile atât de mult timp. Până când tot hidrogenul din zona centrală se arde, proprietățile stelei se schimbă puțin.

Câmpul de ardere a hidrogenului din zona centrală a stelei formează un miez de heliu. Reacțiile cu hidrogen continuă să aibă loc, dar numai într-un strat subțire lângă suprafața miezului. Reacțiile nucleare se deplasează la periferia stelei. Structura stelei în această etapă este descrisă de modele cu o sursă de energie stratificată. Miezul ars începe să se micșoreze, iar învelișul exterior începe să se extindă. Cochilia se umflă până la dimensiuni colosale, temperatura exterioară devine scăzută. Steaua intră în scena gigantului roșu. Din acest moment, viața vedetei începe să scadă. Giganții roșii se caracterizează prin temperaturi scăzute și dimensiuni enorme (de la 10 la 1000 R c). Densitatea medie a substanței din ele nu ajunge la 0,001 g/cm 3 . Luminozitatea lor este de sute de ori mai mare decât luminozitatea Soarelui, dar temperatura este mult mai scăzută (aproximativ 3000 - 4000 K).

Se crede că Soarele nostru, atunci când trece la stadiul de gigant roșie, poate crește atât de mult încât umple orbita lui Mercur. Adevărat, Soarele va deveni o gigantă roșie în 8 miliarde de ani.

Gigantul roșu se caracterizează prin temperaturi externe scăzute, dar temperaturi interne foarte ridicate. Pe măsură ce crește, nucleele din ce în ce mai grele sunt incluse în reacțiile termonucleare. La o temperatură de 150 milioane K încep reacțiile cu heliu, care nu sunt doar o sursă de energie, dar în timpul lor se realizează sinteza elementelor chimice mai grele. După formarea carbonului în miezul de heliu al unei stele, sunt posibile următoarele reacții:

Trebuie remarcat faptul că sinteza următorului nucleu mai greu necesită energii din ce în ce mai mari. Până la formarea magneziului, tot heliul din miezul stelei este epuizat, iar pentru ca reacții nucleare ulterioare să devină posibile, steaua trebuie să se contracte din nou și să-și crească temperatura. Cu toate acestea, acest lucru nu este posibil pentru toate stelele, doar pentru cele mari a căror masă depășește masa Soarelui de mai mult de 1,4 ori (așa-numita limită Chandrasekhar). În stelele cu masă mai mică, reacțiile se termină în stadiul formării magneziului. În stelele a căror masă depășește limita Chandrasekhar, din cauza compresiei gravitaționale, temperatura crește la 2 miliarde de grade, reacțiile continuă, formând elemente mai grele - până la fier. Elementele mai grele decât fierul se formează atunci când stelele explodează.

Ca urmare a creșterii presiunii, a pulsațiilor și a altor procese, gigantul roșu pierde continuu materie, care este aruncată în spațiul interstelar sub formă de vânt stelar. Când sursele interne de energie termonucleară sunt complet epuizate, soarta ulterioară a stelei depinde de masa sa.

Cu o masă mai mică de 1,4 mase solare, steaua intră într-o stare staționară cu o densitate foarte mare (sute de tone la 1 cm3). Astfel de stele se numesc pitice albe. În procesul de transformare a unei gigante roșii într-o pitică albă, o rasă își poate pierde straturile exterioare ca o coajă ușoară, expunând miezul. Carcasa de gaz strălucește puternic sub influența radiațiilor puternice de la stele. Așa se formează nebuloasele planetare. La densități mari de materie din interiorul unei pitice albe, învelișurile de electroni ale atomilor sunt distruse, iar materia stelei este o plasmă electron-nucleară, iar componenta sa electronică este un gaz de electroni degenerat. Piticele albe sunt într-o stare de echilibru datorită egalității forțelor dintre gravitație (factor de compresie) și presiunea gazului degenerat din intestinele stelei (factor de expansiune). Piticile albe pot exista miliarde de ani.

Rezervele termice ale stelei se epuizează treptat, steaua se răcește încet, ceea ce este însoțit de ejecții ale învelișului stelar în spațiul interstelar. Steaua își schimbă treptat culoarea de la alb la galben, apoi la roșu, iar în cele din urmă încetează să mai emită, devenind un mic obiect fără viață, o stea rece moartă, a cărei dimensiune este mai mică decât dimensiunea Pământului, iar masa sa este comparabilă. la masa Soarelui. Densitatea unei astfel de stele este de miliarde de ori mai mare decât densitatea apei. Astfel de stele sunt numite pitici negre. Așa își încheie existența majoritatea stelelor.

Când masa stelei este mai mare de 1,4 mase solare, starea staționară a stelei fără surse interne de energie devine imposibilă, deoarece presiunea din interiorul stelei nu poate echilibra forța gravitației. Începe colapsul gravitațional - comprimarea materiei spre centrul stelei sub influența forțelor gravitaționale.

Dacă respingerea particulelor și alte motive opresc colapsul, atunci are loc o explozie puternică - o explozie de supernovă cu ejectarea unei părți semnificative a materiei în spațiul înconjurător și formarea de nebuloase de gaz. Denumirea a fost propusă de F. Zwicky în 1934. O explozie de supernovă este una dintre etapele intermediare ale evoluției stelelor înainte de transformarea lor în pitice albe, stele neutronice sau găuri negre. În timpul unei explozii, energie este eliberată în cantitate de 10 43 ─ 10 44 J cu o putere de radiație de 10 34 W. În acest caz, luminozitatea stelei crește cu zeci de magnitudini în câteva zile. Luminozitatea unei supernove poate depăși luminozitatea întregii galaxii în care a explodat.

Nebuloasa de gaz formată în timpul exploziei unei supernove este formată parțial din straturile superioare ale stelei ejectate de explozie și parțial din materie interstelară, compactată și încălzită de produsele zburătoare ale exploziei. Cea mai faimoasă nebuloasă de gaz este Nebuloasa Crab din constelația Taur - o rămășiță a supernovei din 1054. Rămășițele tinere de supernova se extind cu viteze de 10-20 mii km/s. Ciocnirea învelișului în expansiune cu gazul interstelar staționar generează o undă de șoc în care gazul este încălzit la milioane de Kelvin și devine o sursă de radiație cu raze X. Propagarea unei unde de șoc într-un gaz duce la apariția unor particule încărcate rapid (raze cosmice), care, mișcându-se într-un câmp magnetic interstelar comprimat intensificat de aceeași undă, emit radiații în domeniul radio.

Astronomii au înregistrat explozii de supernove în 1054, 1572, 1604. În 1885, o supernova a fost observată în nebuloasa Andromeda. Strălucirea sa a depășit strălucirea întregii Galaxii și s-a dovedit a fi de 4 miliarde de ori mai intensă decât strălucirea Soarelui.

Până în 1980, au fost descoperite peste 500 de explozii de supernove, dar nici măcar una nu a fost observată în galaxia noastră. Astrofizicienii au calculat că în galaxia noastră, supernovele explodează cu o perioadă de 10 milioane de ani în imediata apropiere a Soarelui. În medie, o explozie de supernovă are loc în Metagalaxie la fiecare 30 de ani.

Dozele de radiații cosmice de pe Pământ pot depăși nivelul normal de 7000 de ori. Acest lucru va duce la mutații grave în organismele vii de pe planeta noastră. Unii oameni de știință explică astfel moartea subită a dinozaurilor.

O parte din masa unei supernove care explodează poate rămâne sub forma unui corp superdens - o stea neutronică sau o gaură neagră. Masa stelelor neutronice este (1,4 – 3) M s, diametrul este de aproximativ 10 km. Densitatea unei stele neutronice este foarte mare, mai mare decât densitatea nucleelor ​​atomice ─ 10 15 g/cm 3 . Odată cu creșterea compresiei și presiunii, reacția de absorbție a electronilor de către protoni devine posibilă Ca rezultat, toată materia stelei va consta din neutroni. Neutronizarea unei stele este însoțită de o explozie puternică de radiații neutrino. În timpul exploziei supernovei SN1987A, durata exploziei de neutrini a fost de 10 s, iar energia transportată de toți neutrinii a ajuns la 3∙10 46 J. Temperatura stelei neutronice atinge 1 miliard K. Stelele neutronice se răcesc foarte repede, luminozitatea lor. slăbește. Dar ele emit intens unde radio într-un con îngust în direcția axei magnetice. Stelele a căror axă magnetică nu coincide cu axa de rotație se caracterizează prin emisie radio sub formă de impulsuri repetate. De aceea stelele cu neutroni sunt numite pulsari. Primii pulsari au fost descoperiți în 1967. Frecvența pulsațiilor radiațiilor, determinată de viteza de rotație a pulsarului, este de la 2 la 200 Hz, ceea ce indică dimensiunea lor mică. De exemplu, pulsarul din Nebuloasa Crabului are o perioadă de emisie a pulsului de 0,03 s. În prezent sunt cunoscute sute de stele neutronice. O stea neutronică poate apărea ca urmare a așa-numitului „colaps tăcut”. Dacă o pitică albă intră într-un sistem binar de stele apropiate, atunci fenomenul de acumulare are loc atunci când materia din steaua vecină curge pe pitica albă. Masa piticii albe crește și la un anumit punct depășește limita Chandrasekhar. O pitică albă se transformă într-o stea neutronică.

Dacă masa finală a piticei albe depășește 3 mase solare, atunci starea de neutroni degenerați este instabilă și contracția gravitațională continuă până la formarea unui obiect numit gaură neagră. Termenul „găură neagră” a fost introdus de J. Wheeler în 1968. Cu toate acestea, ideea unor astfel de obiecte a apărut cu câteva secole mai devreme, după descoperirea legii gravitației universale de către I. Newton în 1687. În 1783, J. Mitchell a sugerat că stelele întunecate ar trebui să existe în natură, al căror câmp gravitațional este atât de puternic încât lumina nu poate scăpa din ele. În 1798, aceeași idee a fost exprimată de P. Laplace. În 1916, fizicianul Schwarzschild, rezolvând ecuațiile lui Einstein, a ajuns la concluzia despre posibilitatea existenței unor obiecte cu proprietăți neobișnuite, numite ulterior găuri negre. O gaură neagră este o regiune a spațiului în care câmpul gravitațional este atât de puternic încât a doua viteză cosmică pentru corpurile situate în această regiune trebuie să depășească viteza luminii, adică. Nimic nu poate zbura dintr-o gaură neagră - nici particule, nici radiații. În conformitate cu teoria generală a relativității, dimensiunea caracteristică a unei găuri negre este determinată de raza gravitațională: R g =2GM/c 2, unde M este masa obiectului, c este viteza luminii în vid, G este constanta gravitațională. Raza gravitațională a Pământului este de 9 mm, Soarele este de 3 km. Limita regiunii dincolo de care lumina nu scapă se numește orizont de evenimente al unei găuri negre. Găurile negre care se rotesc au o rază a orizontului de evenimente mai mică decât raza gravitațională. Un interes deosebit este posibilitatea ca o gaură neagră să captureze corpuri sosite din infinit.

Teoria permite existența găurilor negre cu o masă de 3–50 de mase solare, formate în etapele târzii ale evoluției stelelor masive cu o masă de peste 3 mase solare, găuri negre supermasive în nucleele galaxiilor cântărind milioane și miliarde de mase solare, găuri negre primare (relicte) formate în primele etape ale evoluției Universului. Găurile negre relicve care cântăresc mai mult de 10 15 g (masa unui munte mediu de pe Pământ) ar fi trebuit să supraviețuiască până în zilele noastre datorită mecanismului de evaporare cuantică a găurilor negre propus de S.W. Hawking.

Astronomii detectează găurile negre prin puternica lor radiație de raze X. Un exemplu de acest tip de stele este puternica sursă de raze X Cygnus X-1, a cărei masă depășește 10 M s. Găurile negre se găsesc adesea în sistemele stelare binare cu raze X. Zeci de găuri negre cu masă stelară au fost deja descoperite în astfel de sisteme (m găuri negre = 4-15 M s). Pe baza efectelor lentilei gravitaționale, au fost descoperite mai multe găuri negre unice de masă stelară (m găuri negre = 6-8 M s). În cazul unei stele binare apropiate, se observă fenomenul de acreție - curgerea plasmei de la suprafața unei stele obișnuite sub influența forțelor gravitaționale pe o gaură neagră. Materia care curge într-o gaură neagră are moment unghiular. Prin urmare, plasma formează un disc rotativ în jurul găurii negre. Temperatura gazului din acest disc rotativ poate ajunge la 10 milioane de grade. La această temperatură gazul emite raze X. Această radiație poate fi utilizată pentru a determina prezența unei găuri negre într-o locație dată.

De un interes deosebit sunt găurile negre supermasive din nucleele galaxiilor. Pe baza studiului imaginii cu raze X a centrului galaxiei noastre, obținută cu ajutorul satelitului CHANDRA, a fost stabilită prezența unei găuri negre supermasive, a cărei masă este de 4 milioane de ori masa Soarelui. Ca urmare a cercetărilor recente, astronomii americani au descoperit o gaură neagră supergrea unică situată în centrul unei galaxii foarte îndepărtate, a cărei masă este de 10 miliarde de ori masa Soarelui. Pentru a atinge o dimensiune și o densitate atât de inimaginabil de enormă, gaura neagră trebuie să se fi format pe parcursul a mai multor miliarde de ani, atrăgând și absorbind continuu materie. Oamenii de știință estimează vârsta sa la 12,7 miliarde de ani, adică. a început să se formeze la aproximativ un miliard de ani după Big Bang. Până în prezent, în nucleele galaxiilor au fost descoperite peste 250 de găuri negre supermasive (m găuri negre = (10 6 – 10 9) M s).

Strâns legată de evoluția stelelor este problema originii elementelor chimice. Dacă hidrogenul și heliul sunt elemente care au rămas încă din primele etape ale evoluției Universului în expansiune, atunci elementele chimice mai grele ar putea fi formate doar în adâncurile stelelor în timpul reacțiilor termonucleare. În interiorul stelelor, reacțiile termonucleare pot produce până la 30 de elemente chimice (inclusiv fier).

Pe baza stării lor fizice, stelele pot fi împărțite în normale și degenerate. Primele constau în principal din materie de densitate mică; reacțiile de fuziune termonucleară au loc în adâncimea lor. Stelele degenerate includ piticele albe și stele neutronice; ele reprezintă stadiul final al evoluției stelare. Reacțiile de fuziune din ele s-au încheiat, iar echilibrul este menținut prin efectele mecanice cuantice ale fermionilor degenerați: electroni în piticele albe și neutroni în stele neutronice. Piticele albe, stelele neutronice și găurile negre sunt numite în mod colectiv „rămășițe compacte”.

La sfârșitul evoluției, în funcție de masă, steaua fie explodează, fie aruncă mai liniștit materie, deja îmbogățită cu elemente chimice grele. În acest caz, se formează elementele rămase ale tabelului periodic. Stelele generațiilor următoare se formează din mediul interstelar îmbogățit cu elemente grele. De exemplu, Soarele este o stea de a doua generație, formată din materie care a fost deja în măruntaiele stelelor și a fost îmbogățită cu elemente grele. Prin urmare, vârsta stelelor poate fi judecată după compoziția lor chimică, determinată prin analiză spectrală.