Ciclul de viață al unei stele este scurt. Etape ale evoluției stelelor

Ocupă un punct în colțul din dreapta sus: are luminozitate mare și temperatură scăzută. Radiația principală are loc în domeniul infraroșu. Radiația de la învelișul rece de praf ajunge la noi. În timpul procesului de evoluție, poziția stelei pe diagramă se va schimba. Singura sursă de energie în acest stadiu este compresia gravitațională. Prin urmare, steaua se mișcă destul de repede paralel cu axa ordonatelor.

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

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

Stele tinere de masă mică

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

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

Stele cu masă mică

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

Stele de masă mare

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

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

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

Stele cu masă mică

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

Stele de masă mare

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

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

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

Stele vechi de masă mică

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

Traseul evolutiv al unei stele de masă mică pe diagrama Hertzsprung-Russell este prezentat în Figura 83.

Moartea stelelor de mare masă

La sfârșitul evoluției sale, o stea de masă mare are o structură foarte complexă. Fiecare strat are propria sa compoziție chimică, reacțiile nucleare au loc în mai multe surse de strat, iar în centru se formează un miez de fier (Fig. 85).

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

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

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

Evoluția stelelor de diferite mase

Astronomii nu pot observa viața unei stele de la început până la sfârșit, deoarece chiar și cele mai scurte stele există de milioane de ani - mai mult decât viața întregii omeniri. Modificări în timp ale caracteristicilor fizice și compozitia chimicași stele, adică Astronomii studiază evoluția stelară comparând caracteristicile multor stele în diferite stadii de evoluție.

Modelele fizice care leagă caracteristicile observate ale stelelor sunt reflectate în diagrama culoare-luminozitate - diagrama Hertzsprung - Russell, pe care stelele formează grupuri separate - secvențe: secvența principală de stele, secvențe de supergiganți, giganți strălucitori și slabi, subgiganți, subpitici și pitici albi.

Pentru cea mai mare parte a vieții sale, orice stea se află pe așa-numita secvență principală a diagramei culoare-luminozitate. Toate celelalte etape ale evoluției stelei înainte de formarea unei rămășițe compacte durează nu mai mult de 10% din acest timp. Acesta este motivul pentru care majoritatea stelelor observate în galaxia noastră sunt modeste pitice roșii cu masa Soarelui sau mai mică. Secvența principală conține aproximativ 90% din toate stelele observate.

Durata de viață a unei stele și în ce se transformă la sfârșitul vieții sale este în întregime determinată de masa ei. Stelele cu mase mai mari decât Soarele trăiesc mult mai puțin decât Soarele, iar durata de viață a celor mai masive stele este de doar milioane de ani. Pentru marea majoritate a stelelor, durata de viață este de aproximativ 15 miliarde de ani. După ce o stea își epuizează sursele de energie, începe să se răcească și să se contracte. Produsul final al evoluției stelare sunt obiecte compacte, masive, a căror densitate este de multe ori mai mare decât cea a stelelor obișnuite.

Stele mase diferite ajung într-una din cele trei stări: pitice albe, stele neutronice sau găuri negre. Dacă masa stelei este mică, atunci forțele gravitaționale sunt relativ slabe și compresia stelei (colapsul gravitațional) se oprește. Trece la o stare stabilă de pitică albă. Dacă masa depășește o valoare critică, compresia continuă. La densități foarte mari, electronii se combină cu protonii pentru a forma neutroni. În curând, aproape întreaga stea constă numai din neutroni și are o densitate atât de enormă încât masa stelară uriașă este concentrată într-o minge foarte mică cu o rază de câțiva kilometri și compresia se oprește - se formează o stea neutronică. Dacă masa stelei este atât de mare încât chiar și formarea unei stele neutronice nu va opri colapsul gravitațional, atunci etapa finală a evoluției stelei va fi o gaură neagră.

Fuziunea termonucleară în interiorul stelelor

În acest moment, pentru stelele cu o masă mai mare de 0,8 mase solare, miezul devine transparent la radiații, iar transferul de energie radiativă în nucleu predomină, în timp ce învelișul din partea de sus rămâne convectivă. Nimeni nu știe cu siguranță cum ajung stelele cu masă mai mică în secvența principală, deoarece timpul petrecut de aceste stele în categoria tânără depășește vârsta Universului. Toate ideile noastre despre evoluția acestor stele se bazează pe calcule numerice.

Pe măsură ce steaua se contractă, presiunea gazului electron degenerat începe să crească, iar la o anumită rază a stelei, această presiune oprește creșterea temperaturii centrale și apoi începe să o scadă. Și pentru stelele mai mici de 0,08, acest lucru se dovedește a fi fatal: energia eliberată în timpul reacțiilor nucleare nu va fi niciodată suficientă pentru a acoperi costurile radiațiilor. Astfel de sub-stele sunt numite pitice brune, iar soarta lor este compresia constantă până când presiunea gazului degenerat o oprește și apoi răcirea treptată odată cu oprirea tuturor reacțiilor nucleare.

Stele tinere de masă intermediară

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

Obiectele de acest tip sunt asociate cu așa-numitele. Stele Ae\Be Herbit cu variabile neregulate de tip spectral B-F5. Au și discuri cu jet bipolare. Viteza de scurgere, luminozitatea și temperatura efectivă sunt semnificativ mai mari decât pentru τ Taur, astfel încât ei încălzesc și dispersează eficient rămășițele norului protostelar.

Stele tinere cu o masă mai mare de 8 mase solare

De fapt, acestea sunt deja vedete normale. În timp ce masa miezului hidrostatic se acumula, steaua a reușit să sară prin toate etapele intermediare și să încălzească reacțiile nucleare în așa măsură încât au compensat pierderile datorate radiațiilor. Pentru aceste stele, fluxul de masă și luminozitate este atât de mare încât nu numai că oprește colapsul regiunilor exterioare rămase, dar le împinge înapoi. Astfel, masa stelei rezultate este vizibil mai mică decât masa norului protostelar. Cel mai probabil, aceasta explică absența în galaxia noastră a stelelor mai mari de 100-200 de mase solare.

Ciclul mijlociu al unei stele

Printre stelele formate există o mare varietate de culori și dimensiuni. Ele variază în tipul spectral de la albastru fierbinte la roșu rece și în masă - de la 0,08 la mai mult de 200 de mase solare. Luminozitatea și culoarea unei stele depind de temperatura suprafeței sale, care, la rândul ei, este determinată de masa sa. Toate stelele noi „își iau locul” în secvența principală în funcție de compoziția lor chimică și de masă. Nu vorbim despre mișcarea fizică a stelei - doar despre poziția sa pe diagrama indicată, în funcție de parametrii stelei. Adică vorbim, de fapt, doar despre schimbarea parametrilor stelei.

Ceea ce se întâmplă în continuare depinde din nou de masa stelei.

Anii mai târziu și moartea stelelor

Stele vechi cu masă mică

Până în prezent, nu se știe cu certitudine ce se întâmplă cu stelele luminoase după ce aprovizionarea lor cu hidrogen este epuizată. Întrucât vârsta universului este de 13,7 miliarde de ani, ceea ce nu este suficient pentru a epuiza rezerva de combustibil cu hidrogen, teoriile moderne se bazează pe simulări computerizate ale proceselor care au loc în astfel de stele.

Unele stele pot fuziona heliul doar în anumite regiuni active, provocând instabilitate și vânturi solare puternice. În acest caz, formarea unei nebuloase planetare nu are loc, iar steaua doar se evaporă, devenind chiar mai mică decât o pitică maro.

Dar o stea cu o masă mai mică de 0,5 solară nu va putea niciodată să sintetizeze heliu chiar și după ce reacțiile care implică hidrogen încetează în miez. Învelișul lor stelar nu este suficient de masiv pentru a depăși presiunea generată de miez. Aceste stele includ pitice roșii (cum ar fi Proxima Centauri), care au fost pe secvența principală de sute de miliarde de ani. După încetarea reacțiilor termonucleare în miezul lor, aceștia, răcindu-se treptat, vor continua să emită slab în intervalele de infraroșu și microunde ale spectrului electromagnetic.

Stele de dimensiuni medii

Când vedeta ajunge dimensiune medie(de la 0,4 la 3,4 mase solare) faza gigant roșie, straturile sale exterioare continuă să se extindă, miezul se contractă și reacțiile încep să sintetizeze carbonul din heliu. Fuziunea eliberează multă energie, oferind vedetei o amânare temporară. Pentru o stea de dimensiuni similare cu Soarele, acest proces poate dura aproximativ un miliard de ani.

Modificările cantității de energie emisă fac ca steaua să treacă prin perioade de instabilitate, inclusiv modificări ale dimensiunii, temperaturii suprafeței și producției de energie. Ieșirea de energie se deplasează către radiații de joasă frecvență. Toate acestea sunt însoțite de creșterea pierderii de masă din cauza vântului solar puternic și a pulsațiilor intense. Stelele din această fază sunt numite stele de tip târziu, stele OH -IR sau stele asemănătoare Mira, în funcție de caracteristicile lor exacte. Gazul ejectat este relativ bogat în elemente grele produse în interiorul stelei, cum ar fi oxigenul și carbonul. Gazul formează o înveliș în expansiune și se răcește pe măsură ce se îndepărtează de stea, formând posibilă educație particule de praf și molecule. Cu radiații infraroșii puternice de la steaua centrală, conditii ideale pentru a activa masere.

Reacțiile de ardere a heliului sunt foarte sensibile la temperatură. Uneori, acest lucru duce la o mare instabilitate. Au loc pulsații violente, care în cele din urmă conferă suficientă energie cinetică straturilor exterioare pentru a fi ejectate și a deveni o nebuloasă planetară. În centrul nebuloasei rămâne nucleul stelei care, pe măsură ce se răcește, se transformă într-o pitică albă de heliu, având de obicei o masă de până la 0,5-0,6 solar și un diametru de ordinul diametrului Pământului. .

Pitici albi

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

În stelele mai masive decât Soarele, presiunea electronilor degenerați nu poate conține compresia nucleului și continuă până când majoritatea particulelor sunt transformate în neutroni, împachetate atât de strâns încât dimensiunea stelei este măsurată în kilometri și este de 100. apă de milioane de ori mai densă. Un astfel de obiect se numește stea neutronică; echilibrul său este menținut prin presiunea materiei neutronice degenerate.

Stele supermasive

După ce straturile exterioare ale unei stele cu o masă mai mare de cinci mase solare s-au împrăștiat pentru a forma o supergigantă roșie, miezul începe să se comprime din cauza forțelor gravitaționale. Pe măsură ce compresia crește, temperatura și densitatea cresc și noua secventa reacții termonucleare. În astfel de reacții, sunt sintetizate elemente grele, ceea ce limitează temporar colapsul nucleului.

În cele din urmă, pe măsură ce se formează elemente din ce în ce mai grele ale tabelului periodic, fierul-56 este sintetizat din siliciu. Până în acest punct, sinteza elementelor eliberate număr mare energie, totuși, nucleul de fier -56 este cel care are defectul de masă maximă și formarea nucleelor ​​mai grele este nefavorabilă. Prin urmare, atunci când nucleul de fier al unei stele atinge o anumită valoare, presiunea din el nu mai este capabilă să reziste forței colosale a gravitației și se produce prăbușirea imediată a nucleului odată cu neutronizarea materiei sale.

Ce se întâmplă în continuare nu este complet clar. Dar orice ar fi, provoacă o explozie de supernovă de o putere incredibilă în câteva secunde.

Explozia însoțitoare de neutrini provoacă o undă de șoc. Jeturi puternice de neutrini și un câmp magnetic rotativ împing afară majoritatea materialul acumulat de stea - așa-numitele elemente de însămânțare, inclusiv fier și elemente mai ușoare. Materia care explodează este bombardată de neutroni emiși din nucleu, captându-i și creând astfel un set de elemente mai grele decât fierul, inclusiv radioactive, până la uraniu (și poate chiar californiu). Astfel, exploziile de supernove explică prezența unor elemente mai grele decât fierul în materia interstelară.

Unda de explozie și jeturile de neutrini transportă material departe de steaua pe moarteîn spațiul interstelar. Ulterior, deplasându-se prin spațiu, acest material de supernovă se poate ciocni cu alte resturi spațiale și poate participa la formarea de noi stele, planete sau sateliți.

Procesele care au loc în timpul formării unei supernove sunt încă studiate și, până acum, nu există claritate cu privire la această problemă. De asemenea, este îndoielnic ce rămâne de fapt din steaua originală. Cu toate acestea, sunt luate în considerare două opțiuni:

Stele neutronice

Se știe că în unele supernove, gravitația puternică în adâncurile supergigantului face ca electronii să cadă în nucleul atomic, unde se fuzionează cu protoni pentru a forma neutroni. Forțele electromagnetice care separă nucleele din apropiere dispar. Miezul stelei este acum o minge densă de nuclee atomiceși 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). Unii fac 600 de rotații pe secundă. Când axa care leagă polii magnetici nord și sud ai acestei stele care se rotește rapid îndreaptă către Pământ, un puls de radiație poate fi detectat care se repetă la intervale egale cu perioada orbitală a stelei. Astfel de stele cu neutroni au fost numite „pulsari” și au devenit primele stele cu neutroni care au fost descoperite.

Găuri negre

Nu toate supernovele devin stele neutronice. Dacă steaua are o masă suficient de mare, atunci prăbușirea stelei va continua și neutronii înșiși vor începe să cadă în interior până când raza sa devine mai mică decât raza Schwarzschild. După aceasta, steaua devine o gaură neagră.

Existența găurilor negre a fost prezisă de teoria generală a relativității. Conform relativității generale, materia și informația nu pot pleca gaura neagra sub nicio formă. Cu toate acestea, mecanica cuantică face posibile excepții de la această regulă.

Rămân o serie de întrebări deschise. Principalul dintre ei: „Există găuri negre?” La urma urmei, pentru a spune cu siguranță că un anumit obiect este o gaură neagră, este necesar să-i observăm orizontul de evenimente. Toate încercările de a face acest lucru s-au încheiat cu un eșec. Dar există încă speranță, deoarece unele obiecte nu pot fi explicate fără a implica acreția și acreția pe un obiect fără o suprafață solidă, dar acest lucru nu dovedește însăși existența găurilor negre.

Întrebările sunt și ele deschise: este posibil ca o stea să se prăbușească direct într-o gaură neagră, ocolind o supernova? Există supernove care mai târziu vor deveni găuri negre? Care este influența exactă a masei inițiale a unei stele asupra formării obiectelor la sfârșitul ciclului său de viață?

Contemplând cerul senin de noapte departe de luminile orașului, este ușor de observat că Universul este plin de stele. Cum a reușit natura să creeze o multitudine de aceste obiecte? Într-adevăr, conform estimărilor, doar în Calea lactee aproximativ 100 de miliarde de stele. În plus, stelele se nasc și astăzi, la 10-20 de miliarde de ani de la formarea Universului. Cum se formează stelele? Ce schimbări suferă o stea înainte de a ajunge la o stare de echilibru ca Soarele nostru?

Din punct de vedere al fizicii, o stea este o minge de gaz

Din punct de vedere al fizicii, este o minge de gaz. Căldura și presiunea generate în reacțiile nucleare – în principal fuziunea heliului cu hidrogenul – împiedică stele să se prăbușească sub propria sa gravitație. Viața acestui obiect relativ simplu urmează un scenariu foarte specific. Mai întâi, o stea se naște dintr-un nor difuz de gaz interstelar, apoi există o lungă zi a apocalipsei. Dar, în cele din urmă, când tot combustibilul nuclear se va epuiza, se va transforma într-o pitică albă, stea neutronică sau o gaură neagră ușor luminoasă.

Această descriere poate da impresia că o analiză detaliată a formării și etapelor incipiente ale evoluției stelare nu ar trebui să pună dificultăți semnificative. Dar interacțiunea gravitației și a presiunii termice determină stelele să se comporte în moduri imprevizibile.
Luați în considerare, de exemplu, evoluția luminozității, adică modificarea cantității de energie emisă de suprafața stelară pe unitatea de timp. Temperatura internă a tinerei stele este prea scăzută pentru ca atomii de hidrogen să fuzioneze împreună, așa că luminozitatea sa trebuie să fie relativ scăzută. Poate crește atunci când încep reacțiile nucleare și abia atunci poate scădea treptat. De fapt, foarte tânăra vedetă este extrem de strălucitoare. Luminozitatea sa scade odată cu vârsta, atingând un minim temporar în timpul arderii hidrogenului.

În primele etape ale evoluției, în stele au loc diverse procese fizice.

Pe stadii incipiente Pe măsură ce stelele evoluează, au loc o varietate de procese fizice, dintre care unele sunt încă puțin înțelese. Abia în ultimele două decenii astronomii au început să construiască o imagine detaliată a evoluției stelare, bazată pe progrese în teorie și observații.
Stelele se nasc din nori mari, care nu sunt vizibili in lumina vizibila, situati in discurile galaxiilor spirale. Astronomii numesc aceste obiecte complexe moleculare gigantice. Termenul „molecular” reflectă faptul că gazul din complexe constă în principal din hidrogen sub formă moleculară. Astfel de nori sunt cele mai mari formațiuni din Galaxie, atingând uneori mai mult de 300 de ani lumină. ani în diametru.

La o analiză mai atentă a evoluției stelei

O analiză mai atentă dezvăluie că stelele se formează din condensări individuale - zone compacte - într-un nor molecular gigant. Astronomii au studiat proprietățile zonelor compacte folosind radiotelescoape mari, singurele instrumente capabile să detecteze nori milimo slabi. Din observațiile acestei radiații rezultă că o zonă compactă tipică are un diametru de câteva luni lumină, o densitate de 30.000 de molecule de hidrogen pe cm^ și o temperatură de 10 Kelvin.
Pe baza acestor valori s-a ajuns la concluzia că presiunea gazului în zonele compacte este de așa natură încât poate rezista la compresiune sub influența forțelor autogravitaționale.

Prin urmare, pentru ca o stea să se formeze, zona compactă trebuie să fie comprimată dintr-o stare instabilă și astfel încât forțele gravitaționale să depășească presiunea internă a gazului.
Nu este încă clar cum zonele compacte se condensează din norul molecular inițial și dobândesc o astfel de stare instabilă. Cu toate acestea, chiar înainte de descoperirea zonelor compacte, astrofizicienii au avut ocazia să simuleze procesul de formare a stelelor. Deja în anii 1960, teoreticienii au folosit simulări pe computer pentru a determina modul în care norii instabili se prăbușesc.
Deși pentru calculele teoretice s-a folosit o gamă largă de condiții inițiale, rezultatele obținute au coincis: într-un nor prea instabil, partea interioară este mai întâi comprimată, adică cădere liberă Substanța din centru este expusă mai întâi, în timp ce zonele periferice rămân stabile. Treptat, zona de compresie se extinde spre exterior, acoperind intregul nor.

Adânc în adâncurile regiunii contractante, începe evoluția stelelor

În adâncul regiunii contractante, începe formarea stelelor. Diametrul stelei este de doar o secundă lumină, adică o milioneme din diametrul zonei compacte. Pentru astfel de dimensiuni relativ mici, imaginea generală a compresiei norilor nu este semnificativă, iar rolul principal aici este jucat de viteza materiei care căde pe stea.

Rata cu care cade materia poate varia, dar depinde direct de temperatura norului. Cu cât temperatura este mai mare, cu atât viteza este mai mare. Calculele arată că o masă egală cu masa Soarelui se poate acumula în centrul unei zone compacte care se prăbușește pe o perioadă de 100 de mii până la 1 milion de ani. Un corp format în centrul unui nor care se prăbușește se numește protostea. Prin utilizarea modelare pe calculator astronomii au dezvoltat un model care descrie structura unei protostele.
S-a dovedit că gazul în cădere lovește suprafața protostelei cu o viteză foarte mare. Prin urmare, se formează un front de șoc puternic (o tranziție bruscă la un foarte hipertensiune arterială). În cadrul frontului de șoc, gazul se încălzește până la aproape 1 milion Kelvin, apoi în timpul radiației la suprafață se răcește rapid la aproximativ 10.000 K, formând un strat cu strat de protostea.

Prezența unui front de șoc explică luminozitatea ridicată a stelelor tinere

Prezența unui front de șoc explică luminozitatea ridicată a stelelor tinere. Dacă masa protozoarului este egală cu un solar, atunci luminozitatea acestuia poate depăși de zece ori pe cea solară. Dar nu este cauzată de reacții de fuziune termonucleară, ca în stelele obișnuite, ci de energia cinetică a materiei dobândită în câmpul gravitațional.
Protostelele pot fi observate, dar nu cu telescoapele optice convenționale.
Toate gazele interstelare, inclusiv cele din care se formează stelele, conține „praf” - un amestec de particule solide de dimensiuni submicronice. Radiația frontului de șoc se întâlnește în calea lui număr mare aceste particule căzând împreună cu gazul pe suprafața protostelei.
Particulele de praf rece absorb fotonii emiși de frontul de șoc și îi reemit la lungimi de undă mai mari. Această radiație cu undă lungă este la rândul său absorbită și apoi reemisă de praful și mai îndepărtat. Prin urmare, în timp ce un foton își face drum prin norii de praf și gaz, lungimea sa de undă ajunge în regiunea infraroșu a spectrului electromagnetic. Dar la doar câteva ore lumină distanță de protostea, lungimea de undă a fotonului devine prea mare pentru ca praful să-l absoarbă și, în cele din urmă, se poate precipita nestingherit către telescoapele Pământului sensibile la infraroșu.
În ciuda capacităților extinse ale detectoarelor moderne, astronomii nu pot pretinde că telescoapele înregistrează de fapt radiația protostelelor. Se pare că sunt adânc ascunse în adâncurile zonelor compacte înregistrate în domeniul radio. Incertitudinea în detectarea provine din faptul că detectoarele nu pot distinge o protostea de stelele mai vechi încorporate în gaz și praf.
Pentru o identificare fiabilă, un telescop în infraroșu sau radio trebuie să detecteze deplasarea Doppler a liniilor de emisie spectrală ale protostelei. Deplasarea Doppler ar dezvălui adevărata mișcare a gazului care cade pe suprafața sa.
De îndată ce, ca urmare a căderii materiei, masa protostelei atinge câteva zecimi din masa Soarelui, temperatura din centru devine suficientă pentru declanșarea reacțiilor de fuziune termonucleară. Cu toate acestea, reacțiile termonucleare din protostele sunt fundamental diferite de reacțiile din stelele de vârstă mijlocie. Sursa de energie pentru astfel de stele sunt reacțiile de fuziune termonucleară a heliului din hidrogen.

Hidrogenul este cel mai abundent element chimic din Univers

Hidrogenul este cel mai frecvent element chimicîn Univers. La nașterea Universului ( Big bang) acest element s-a format în forma sa normală cu un nucleu format dintr-un proton. Dar două din fiecare 100.000 de nuclee sunt nuclee de deuteriu, formate dintr-un proton și un neutron. Acest izotop al hidrogenului este prezent în timpurile moderne în gazul interstelar, din care intră în stele.
Este de remarcat faptul că această impuritate minusculă joacă un rol dominant în viața protostelelor. Temperatura din adâncurile lor este insuficientă pentru reacțiile hidrogenului obișnuit, care au loc la 10 milioane Kelvin. Dar, ca urmare a compresiei gravitaționale, temperatura din centrul unei protostele poate ajunge cu ușurință la 1 milion Kelvin, când începe fuziunea nucleelor ​​de deuteriu, care eliberează și energie colosală.

Opacitatea materiei protostelare este prea mare

Opacitatea materiei protostelare este prea mare pentru ca această energie să fie transferată prin transfer radiativ. Prin urmare, steaua devine instabilă din punct de vedere convectiv: bule de gaz încălzite de „foc nuclear” plutesc la suprafață. Aceste fluxuri ascendente sunt echilibrate de fluxuri descendente de gaz rece spre centru. Mișcări convective similare, dar la o scară mult mai mică, au loc într-o cameră cu încălzire cu abur. Într-o protostea, vortexurile convective transportă deuteriu de la suprafață în interiorul său. În acest fel, combustibilul necesar reacțiilor termonucleare ajunge în miezul stelei.
În ciuda concentrației foarte scăzute de nuclee de deuteriu, căldura eliberată în timpul fuziunii lor are un efect puternic asupra protostelei. Principala consecință a reacțiilor de ardere a deuteriului este „umflarea” protostelei. Datorită transferului efectiv de căldură prin convecție ca urmare a „arderii” deuteriului, protostarul crește în dimensiune, care depinde de masa sa. O protostea cu o masă solară are o rază egală cu cinci mase solare. Cu o masă egală cu trei solare, protostea se umflă până la o rază egală cu 10 solare.
Masa unei zone compacte tipice este mai mare decât masa stelei pe care o produce. Prin urmare, trebuie să existe un mecanism care să elimine excesul de masă și să oprească căderea materiei. Majoritatea astronomilor sunt convinși că un vânt stelar puternic care scapă de pe suprafața protostelei este responsabil. Vântul stelar suflă gazul care căde în direcția opusă și în cele din urmă dispersează zona compactă.

Ideea vântului stelar

„Ideea vântului stelar” nu rezultă din calcule teoretice. Și teoreticienilor surprinși li s-au oferit dovezi ale acestui fenomen: observații ale fluxurilor de gaze moleculare care se deplasează din surse în infraroșu radiatii. Aceste fluxuri sunt asociate cu vântul protostelar. Originea sa este unul dintre cele mai profunde mistere ale stelelor tinere.
Când zona compactă se risipește, este expus un obiect care poate fi observat în domeniul optic - o stea tânără. La fel ca o protostea, are o luminozitate mare, care este determinată mai mult de gravitație decât de fuziunea termonucleară. Presiunea din interiorul unei stele previne colapsul gravitațional catastrofal. Cu toate acestea, căldura responsabilă de această presiune este radiată de la suprafața stelei, astfel încât steaua strălucește foarte puternic și se contractă încet.
Pe măsură ce se contractă, temperatura sa internă crește treptat și ajunge în cele din urmă la 10 milioane Kelvin. Apoi, reacțiile de fuziune ale nucleelor ​​de hidrogen încep să formeze heliu. Căldura generată creează o presiune care împiedică compresia, iar steaua va străluci mult timp până când combustibilul nuclear din adâncurile sale se va epuiza.
Soarele nostru, o stea tipică, a avut nevoie de aproximativ 30 de milioane de ani pentru a se prăbuși de la protostelară la dimensiuni moderne. Datorită căldurii degajate în timpul reacțiilor termonucleare, acesta și-a menținut aceste dimensiuni timp de aproximativ 5 miliarde de ani.
Așa se nasc vedetele. Dar, în ciuda succeselor atât de evidente ale oamenilor de știință, care ne-au permis să aflăm unul dintre multele secrete ale universului, multe altele proprietăți cunoscute vedetele tinere nu sunt încă pe deplin înțelese. Aceasta se referă la variabilitatea lor neregulată, vântul stelar colosal și erupțiile luminoase neașteptate. Nu există încă răspunsuri sigure la aceste întrebări. Dar acestea probleme nerezolvate ar trebui considerate ca rupturi într-un lanț, ale cărui verigi principale au fost deja lipite împreună. Și vom putea să închidem acest lanț și să completăm biografia stelelor tinere dacă vom găsi cheia creată de însăși natură. Și această cheie pâlpâie pe cerul senin deasupra noastră.

O stea sa născut videoclip:

Universul este un macrocosmos în continuă schimbare, unde fiecare obiect, substanță sau materie se află într-o stare de transformare și schimbare. Aceste procese durează miliarde de ani. Comparativ cu durata viata umana această perioadă de timp de neînțeles este enormă. La scară cosmică, aceste schimbări sunt destul de trecătoare. Stelele pe care le vedem acum pe cerul nopții erau aceleași cu mii de ani în urmă, când faraonii egipteni le puteau vedea, dar, de fapt, în tot acest timp schimbarea caracteristicilor fizice ale corpurilor cerești nu s-a oprit nicio secundă. Stelele se nasc, trăiesc și cu siguranță îmbătrânesc - evoluția stelelor continuă ca de obicei.

Poziția stelelor constelației Ursa Major în diferite perioade istoriceîn intervalul de acum 100.000 de ani - timpul nostru și după 100 de mii de ani

Interpretarea evoluției stelelor din punctul de vedere al omului obișnuit

Pentru omul obișnuit, spațiul pare a fi o lume a calmului și a tăcerii. De fapt, Universul este un laborator fizic gigant unde au loc transformări grandioase, în timpul cărora compoziția chimică se modifică, caracteristici fiziceși structura stelelor. Viața unei stele durează atâta timp cât strălucește și degajă căldură. Cu toate acestea, o astfel de stare strălucitoare nu durează pentru totdeauna. Nașterea strălucitoare este urmată de o perioadă de maturitate în stele, care se încheie inevitabil cu îmbătrânirea corp ceresc si moartea lui.

Formarea unei protostele dintr-un nor de gaz și praf acum 5-7 miliarde de ani

Toate informațiile noastre despre stele de astăzi se încadrează în cadrul științei. Termodinamica ne oferă o explicație a proceselor de echilibru hidrostatic și termic în care se află materia stelară. Fizica nucleară și cuantică oferă o perspectivă asupra proces complex fuziunea nucleară, datorită căreia există o stea, care emite căldură și dă lumină spațiului înconjurător. La nașterea unei stele se formează echilibrul hidrostatic și termic, menținut de propriile surse de energie. La sfârșitul unei cariere sclipitoare, acest echilibru este perturbat. Începe o serie de procese ireversibile, al căror rezultat este distrugerea stelei sau prăbușirea - un proces grandios de moarte instantanee și strălucitoare a corpului ceresc.

O explozie de supernovă este un final strălucitor al vieții unei stele născute în primii ani ai Universului.

Modificările în caracteristicile fizice ale stelelor se datorează masei lor. Rata de evoluție a obiectelor este influențată de compoziția lor chimică și, într-o oarecare măsură, de parametrii astrofizici existenți - viteza de rotație și starea câmp magnetic. Nu se poate vorbi exact despre cum se întâmplă de fapt totul din cauza duratei enorme a proceselor descrise. Rata evoluției și etapele de transformare depind de momentul nașterii stelei și de localizarea acesteia în Univers la momentul nașterii.

Evoluția stelelor din punct de vedere științific

Orice stea se naște dintr-un pâlc de gaz interstelar rece, care, sub influența forțelor gravitaționale externe și interne, este comprimat în starea unei bile de gaz. Procesul de comprimare a substanței gazoase nu se oprește o clipă, însoțit de o eliberare colosală de energie termică. Temperatura noii formațiuni crește până când începe fuziunea termonucleară. Din acest moment, comprimarea materiei stelare se oprește și se ajunge la un echilibru între stările hidrostatice și termice ale obiectului. Universul a fost completat cu o nouă stea cu drepturi depline.

Principalul combustibil stelar este atomul de hidrogen ca rezultat al unei reacții termonucleare lansate.

În evoluția stelelor, sursele lor de energie termică au o importanță fundamentală. Energia radiantă și termică care scapă în spațiu de pe suprafața stelei este completată datorită răcirii straturi interioare corp ceresc. Reacțiile termonucleare care apar în mod constant și compresia gravitațională în intestinele stelei compensează pierderea. Pe când în măruntaiele stelei există cantitate suficientă combustibil nuclear, steaua strălucește puternic și emite căldură. De îndată ce procesul de fuziune termonucleară încetinește sau se oprește complet, mecanismul de compresie internă a stelei este activat pentru a menține echilibrul termic și termodinamic. În această etapă, obiectul emite deja energie termică, care este vizibil numai în domeniul infraroșu.

Pe baza proceselor descrise, putem concluziona că evoluția stelelor reprezintă o schimbare consistentă a surselor de energie stelară. În astrofizica modernă, procesele de transformare a stelelor pot fi aranjate în conformitate cu trei scări:

• cronologie nucleară;
• perioada termică a vieții unei stele;
• segment dinamic (final) al vieții unui luminar.

În fiecare caz individual, sunt luate în considerare procesele care determină vârsta stelei, caracteristicile sale fizice și tipul de moarte a obiectului. Cronologia nucleară este interesantă atâta timp cât obiectul este alimentat de propriile surse de căldură și emite energie care este un produs al reacțiilor nucleare. Durata acestei etape este estimată prin determinarea cantității de hidrogen care va fi transformată în heliu în timpul fuziunii termonucleare. Cu cât masa stelei este mai mare, cu atât este mai mare intensitatea reacțiilor nucleare și, în consecință, cu atât luminozitatea obiectului este mai mare.

Dimensiuni și mase ale diferitelor stele, de la o supergigantă la o pitică roșie

Scala de timp termic definește stadiul de evoluție în care o stea își cheltuiește toată energia termică. Acest proces începe din momentul în care ultimele rezerve de hidrogen sunt epuizate și reacțiile nucleare se opresc. Pentru a menține echilibrul obiectului, este pornit un proces de compresie. Materia stelară cade spre centru. În acest caz, energia cinetică este convertită în energie termică, care este cheltuită pentru menținerea echilibrului termic necesar în interiorul stelei. O parte din energie scapă în spațiul cosmic.

Având în vedere faptul că luminozitatea stelelor este determinată de masa lor, în momentul comprimării unui obiect, luminozitatea acestuia în spațiu nu se modifică.

O stea în drum spre secvența principală

Formarea stelelor are loc în funcție de o scară de timp dinamică. Gazul stelar cade liber spre interior, spre centru, crescând densitatea și presiunea în intestinele viitorului obiect. Cu cât densitatea în centrul mingii de gaz este mai mare, cu atât temperatura mai mareîn interiorul obiectului. Din acest moment, căldura devine principala energie a corpului ceresc. Cu cât densitatea este mai mare și temperatura este mai mare, cu atât presiunea în adâncime este mai mare viitoare stea. Căderea liberă a moleculelor și atomilor se oprește, iar procesul de comprimare a gazului stelar se oprește. Această stare a unui obiect este de obicei numită protostea. Obiectul este 90% hidrogen molecular. Când temperatura atinge 1800K, hidrogenul trece în stare atomică. În timpul procesului de degradare, se consumă energie, iar creșterea temperaturii încetinește.

Universul este format din hidrogen molecular de 75%, care în timpul formării protostelelor se transformă în hidrogen atomic - combustibilul nuclear al unei stele.

În această stare, presiunea din interiorul bilei de gaz scade, dând astfel libertate forței de compresie. Această secvență se repetă de fiecare dată când tot hidrogenul este ionizat mai întâi, iar apoi heliul este ionizat. La o temperatură de 10⁵ K, gazul este complet ionizat, comprimarea stelei se oprește și apare echilibrul hidrostatic al obiectului. Evoluția ulterioară a stelei se va produce în conformitate cu scara de timp termică, mult mai lentă și mai consistentă.

Raza protostelei a scăzut de la 100 UA de la începutul formării. până la ¼ u.a. Obiectul se află în mijlocul unui nor de gaz. Ca urmare a acumulării de particule din regiunile exterioare ale norului de gaz stelar, masa stelei va crește constant. În consecință, temperatura din interiorul obiectului va crește, însoțind procesul de convecție - transferul de energie din straturile interioare ale stelei către marginea sa exterioară. Ulterior, odată cu creșterea temperaturii în interiorul corpului ceresc, convecția este înlocuită de transfer radiativ, deplasându-se spre suprafața stelei. În acest moment, luminozitatea obiectului crește rapid, iar temperatura straturilor de suprafață ale bilei stelare crește și ea.

Procese de convecție și transfer radiativ într-o stea nou formată înainte de debutul reacțiilor de fuziune termonucleară

De exemplu, pentru stelele cu o masă identică cu masa Soarelui nostru, compresia norului protostelar are loc în doar câteva sute de ani. În ceea ce privește stadiul final al formării obiectului, condensarea materiei stelare a fost deja întinsă de milioane de ani. Soarele se îndreaptă spre secvența principală destul de repede, iar această călătorie va dura sute de milioane sau miliarde de ani. Cu alte cuvinte, cu cât masa stelei este mai mare, cu atât este mai lungă perioada de timp petrecută pentru formarea unei stele cu drepturi depline. O stea cu o masă de 15 M se va deplasa pe calea către secvența principală pentru mult mai mult timp - aproximativ 60 de mii de ani.

Faza secvenței principale

Deși unele reacții de fuziune au început la mai mult temperaturi scăzute, faza principală a arderii hidrogenului începe la o temperatură de 4 milioane de grade. Din acest moment începe faza secvenței principale. Intră în joc formă nouă reproducerea energiei stelare – nucleară. Energia cinetică eliberată în timpul comprimării unui obiect dispare în fundal. Echilibrul atins asigură o viață lungă și liniștită pentru o stea care se află în faza inițială a secvenței principale.

Fisiunea și dezintegrarea atomilor de hidrogen în timpul unei reacții termonucleare care are loc în interiorul unei stele

Din acest moment, observarea vieții unei stele este în mod clar legată de faza secvenței principale, care este o parte importantă a evoluției corpurilor cerești. În acest stadiu, singura sursă de energie stelară este rezultatul arderii hidrogenului. Obiectul este într-o stare de echilibru. Pe măsură ce se consumă combustibil nuclear, se modifică doar compoziția chimică a obiectului. Starea Soarelui în faza secvenței principale va dura aproximativ 10 miliarde de ani. Acesta este cât timp va dura până când steaua noastră natală își va folosi întreaga cantitate de hidrogen. În ceea ce privește stelele masive, evoluția lor are loc mai rapid. Emițând mai multă energie, o stea masivă rămâne în faza secvenței principale doar 10-20 de milioane de ani.

Stele mai puțin masive ard pe cerul nopții mult mai mult timp. Astfel, o stea cu masa de 0,25 M va rămâne în faza secvenței principale timp de zeci de miliarde de ani.

Diagrama Hertzsprung–Russell care evaluează relația dintre spectrul stelelor și luminozitatea lor. Punctele de pe diagramă sunt locațiile stelelor cunoscute. Săgețile indică deplasarea stelelor din secvența principală în fazele pitice gigantice și albe.

Pentru a vă imagina evoluția stelelor, priviți doar diagrama care caracterizează traseul unui corp ceresc în secvența principală. Partea de sus a graficului pare mai puțin saturată de obiecte, deoarece aici sunt concentrate stelele masive. Această locație se explică prin ciclul lor scurt de viață. Dintre stelele cunoscute astăzi, unele au o masă de 70M. Obiectele a căror masă depășește limita superioară de 100M pot să nu se formeze deloc.

Corpurile cerești a căror masă este mai mică de 0,08 M ​​nu au posibilitatea de a depăși masa critică necesară pentru declanșarea fuziunii termonucleare și rămân reci pe tot parcursul vieții. Cele mai mici protostele se prăbușesc și formează pitici asemănătoare planetelor.

O pitică maro asemănătoare unei planete în comparație cu o stea normală (Soarele nostru) și planeta Jupiter

În partea de jos a secvenței sunt obiecte concentrate dominate de stele cu o masă egală cu masa Soarelui nostru și puțin mai mult. Limita imaginară dintre părțile superioare și inferioare ale secvenței principale sunt obiecte a căror masă este – 1,5M.

Etapele ulterioare ale evoluției stelare

Fiecare dintre opțiunile de dezvoltare a stării unei stele este determinată de masa acesteia și de durata de timp în care are loc transformarea materiei stelare. Cu toate acestea, Universul este un mecanism multifațetat și complex, astfel încât evoluția stelelor poate lua alte căi.

Când călătorește de-a lungul secvenței principale, o stea cu o masă aproximativ egală cu masa Soarelui are trei opțiuni principale de traseu:

1. trăiește-ți viața calm și odihnește-te liniștit în vastele întinderi ale Universului;
2. intră în faza gigant roșu și îmbătrânește încet;
3. intră în categoria piticelor albe, explodează ca o supernovă și se transformă într-o stea neutronică.

Opțiuni posibile pentru evoluția protostelelor în funcție de timp, compoziția chimică a obiectelor și masa lor

După secvența principală vine faza gigant. Până în acest moment, rezervele de hidrogen din intestinele stelei sunt complet epuizate, regiunea centrală a obiectului este un miez de heliu, iar reacțiile termonucleare se deplasează la suprafața obiectului. Sub influența fuziunii termonucleare, învelișul se extinde, dar masa miezului de heliu crește. O stea obișnuită se transformă într-o gigantă roșie.

Faza gigant și caracteristicile sale

În stelele cu masă mică, densitatea miezului devine colosală, transformând materia stelară într-un gaz relativist degenerat. Dacă masa stelei este puțin mai mare de 0,26 M, o creștere a presiunii și a temperaturii duce la începutul sintezei heliului, acoperind întregul regiune centrală obiect. Din acest moment, temperatura stelei crește rapid. Caracteristica principală Procesul este că gazul degenerat nu are capacitatea de a se extinde. Sub influenta temperatură ridicată crește doar viteza de fisiune a heliului, care este însoțită de o reacție explozivă. În astfel de momente putem observa un fulger de heliu. Luminozitatea obiectului crește de sute de ori, dar agonia stelei continuă. Steaua trece la o nouă stare, în care toate procesele termodinamice au loc în miezul de heliu și în învelișul exterior descărcat.

Structura unei stele de secvență principală de tip solar și a unei gigante roșii cu un miez izotermic de heliu și o zonă de nucleosinteză stratificată

Această condiție este temporară și nu este stabilă. Materia stelară este amestecată în mod constant și o parte semnificativă a acesteia este aruncată în spațiul înconjurător, formând o nebuloasă planetară. Un nucleu fierbinte rămâne în centru, numit pitică albă.

Pentru stelele cu mase mari, procesele enumerate mai sus nu sunt atât de catastrofale. Arderea heliului este înlocuită de reacția de fisiune nucleară a carbonului și siliciului. În cele din urmă, miezul stelar se va transforma în fier stelar. Faza gigant este determinată de masa stelei. Cu cât masa unui obiect este mai mare, cu atât temperatura în centrul acestuia este mai mică. Acest lucru în mod clar nu este suficient pentru a declanșa reacția de fisiune nucleară a carbonului și a altor elemente.

Soarta unei pitici albe - o stea neutronică sau o gaură neagră

Odată ajuns în starea de pitică albă, obiectul se află într-o stare extrem de instabilă. Reacțiile nucleare oprite duc la o scădere a presiunii, miezul intră într-o stare de colaps. Energia eliberată în acest caz este cheltuită pentru dezintegrarea fierului în atomi de heliu, care se descompune în protoni și neutroni. Proces de rulare se dezvoltă într-un ritm rapid. Prăbușirea unei stele caracterizează segmentul dinamic al scalei și durează o fracțiune de secundă în timp. Arderea reziduurilor de combustibil nuclear are loc exploziv, eliberând o cantitate colosală de energie într-o fracțiune de secundă. Acest lucru este suficient pentru a arunca în aer straturile superioare ale obiectului. Etapa finală a unei pitici albe este o explozie de supernovă.

Miezul stelei începe să se prăbușească (stânga). Colapsul formează o stea neutronică și creează un flux de energie în straturile exterioare ale stelei (centru). Energia eliberată ca urmare a dumpingului straturi exterioare stele în timpul exploziei unei supernove (dreapta).

Miezul superdens rămas va fi un grup de protoni și electroni, care se ciocnesc unul de altul pentru a forma neutroni. Universul a fost completat cu un nou obiect - o stea neutronică. Datorită densității mari, miezul devine degenerat, iar procesul de colaps al miezului se oprește. Dacă masa stelei ar fi suficient de mare, colapsul ar putea continua până când materia stelară rămasă a căzut în cele din urmă în centrul obiectului, formând o gaură neagră.

Explicarea părții finale a evoluției stelare

Pentru stelele de echilibru normal, procesele de evoluție descrise sunt puțin probabile. Cu toate acestea, existența piticelor albe și a stelelor neutronice demonstrează existența reală a proceselor de compresie a materiei stelare. Numărul mic de astfel de obiecte din Univers indică tranziția existenței lor. Etapa finală a evoluției stelelor poate fi reprezentată ca un lanț secvenţial de două tipuri:

• stea normală - gigantă roșie - vărsarea straturilor exterioare - pitică albă;
• stea masivă – supergigantă roșie – explozie de supernovă – stea neutronică sau gaură neagră – neant.

Diagrama evoluției stelelor. Opțiuni pentru continuarea vieții stelelor în afara secvenței principale.

Este destul de dificil de explicat procesele aflate în desfășurare din punct de vedere științific. Oamenii de știință nucleari sunt de acord că, în cazul etapei finale a evoluției stelare, avem de-a face cu oboseala materiei. Ca urmare a influenței mecanice, termodinamice prelungite, materia își schimbă proprietăți fizice. Oboseala materiei stelare, epuizată de reacțiile nucleare pe termen lung, poate explica apariția gazului de electroni degenerați, neutronizarea și anihilarea ulterioară a acestuia. Dacă toate procesele enumerate au loc de la început până la sfârșit, materia stelară încetează să mai fie o substanță fizică - steaua dispare în spațiu, fără a lăsa nimic în urmă.

Bulele interstelare și norii de gaz și praf, care sunt locul de naștere al stelelor, nu pot fi completate doar de stele dispărute și explodate. Universul și galaxiile sunt într-o stare de echilibru. Există o pierdere constantă de masă, densitatea spațiului interstelar scade într-o parte a spațiului cosmic. În consecință, într-o altă parte a Universului, sunt create condiții pentru formarea de noi stele. Cu alte cuvinte, schema funcționează: dacă o anumită cantitate de materie s-a pierdut într-un loc, în alt loc din Univers aceeași cantitate de materie a apărut într-o formă diferită.

În concluzie

Studiind evoluția stelelor, ajungem la concluzia că Universul este o soluție gigantică rarefiată în care o parte din materie este transformată în molecule de hidrogen, care sunt materialul de construcție al stelelor. Cealaltă parte se dizolvă în spațiu, dispărând din sfera senzațiilor materiale. O gaură neagră în acest sens este locul de tranziție a întregului material în antimaterie. Este destul de dificil să înțelegem pe deplin sensul a ceea ce se întâmplă, mai ales dacă, atunci când studiem evoluția stelelor, ne bazăm doar pe legile energiei nucleare, fizica cuantică si termodinamica. Studiul acestei probleme ar trebui să includă teoria probabilității relative, care permite curbura spațiului, permițând transformarea unei energii în alta, a unei stări în alta.