Evoluzione di stelle di diversa massa. Come muoiono le stelle

Ciao cari lettori! Vorrei parlare del bellissimo cielo notturno. Perché riguardo alla notte? Tu chiedi. Perché su di esso sono ben visibili le stelle, questi bellissimi puntini luminosi sullo sfondo nero-blu del nostro cielo. Ma in realtà non sono piccoli, ma semplicemente enormi, e a causa della grande distanza sembrano così piccoli.

Qualcuno di voi ha immaginato come nascono le stelle, come vivono la loro vita, com'è per loro in generale? Ti suggerisco di leggere questo articolo ora e di immaginare l'evoluzione delle stelle lungo il percorso. Ho preparato un paio di video per un esempio visivo 😉

Il cielo è costellato di numerose stelle, tra le quali sono sparse enormi nubi di polvere e gas, principalmente idrogeno. Le stelle nascono proprio in tali nebulose, o regioni interstellari.

Una stella vive così a lungo (fino a decine di miliardi di anni) che gli astronomi non sono in grado di tracciare la vita nemmeno di una di esse dall'inizio alla fine. Ma hanno l'opportunità di osservare diverse fasi dello sviluppo delle stelle.

Gli scienziati hanno combinato i dati ottenuti e sono stati in grado di tracciare le fasi della vita delle stelle tipiche: il momento della nascita di una stella in una nube interstellare, la sua giovinezza, età media, vecchiaia e morte talvolta molto spettacolare.

La nascita di una stella.

La formazione di una stella inizia con la compattazione della materia all'interno di una nebulosa. A poco a poco, la compattazione risultante diminuisce di dimensioni, restringendosi sotto l'influenza della gravità. Durante questa compressione, o crollare, viene rilasciata energia che riscalda la polvere e il gas e li fa brillare.

C'è un cosiddetto protostella. La temperatura e la densità della materia nel suo centro, o nucleo, sono massime. Quando la temperatura raggiunge circa 10.000.000°C, nel gas iniziano a verificarsi processi termici. reazioni nucleari.

I nuclei degli atomi di idrogeno iniziano a combinarsi e si trasformano nei nuclei degli atomi di elio. Questa fusione rilascia un'enorme quantità di energia. Questa energia, attraverso il processo di convezione, viene trasferita allo strato superficiale e poi, sotto forma di luce e calore, viene emessa nello spazio. È così che una protostella si trasforma in una vera stella.

La radiazione che proviene dal nucleo riscalda l'ambiente gassoso, creando una pressione diretta verso l'esterno e impedendo così il collasso gravitazionale della stella.

Il risultato è che trova equilibrio, cioè ha dimensioni costanti, una temperatura superficiale costante e una quantità costante di energia rilasciata.

Gli astronomi chiamano una stella in questa fase di sviluppo stella della sequenza principale, indicando così il posto che occupa nel diagramma Hertzsprung-Russell. Questo diagramma esprime la relazione tra la temperatura e la luminosità di una stella.

Le protostelle, che hanno una massa piccola, non si riscaldano mai alla temperatura necessaria per avviare una reazione termonucleare. Queste stelle, a seguito della compressione, diventano fioche nane rosse o addirittura più fioco nane brune . La prima stella nana bruna fu scoperta solo nel 1987.

Giganti e nani.

Il diametro del Sole è di circa 1.400.000 km, la sua temperatura superficiale è di circa 6.000°C ed emette luce giallastra. Fa parte della sequenza principale delle stelle da 5 miliardi di anni.

Il “carburante” dell’idrogeno su una stella del genere si esaurirà in circa 10 miliardi di anni e nel suo nucleo rimarrà principalmente l’elio. Quando non c’è più nulla da “bruciare”, l’intensità della radiazione diretta dal nucleo non è più sufficiente a bilanciare il collasso gravitazionale del nucleo.

Ma l'energia rilasciata in questo caso è sufficiente per riscaldare la materia circostante. In questo guscio inizia la sintesi dei nuclei di idrogeno e viene rilasciata più energia.

La stella inizia a brillare più luminosa, ma ora con una luce rossastra, e allo stesso tempo si espande anche, aumentando di dimensioni decine di volte. Ora una tale stella chiamata gigante rossa.

Il nucleo della gigante rossa si contrae e la temperatura sale a 100.000.000°C o più. Qui avviene la reazione di fusione dei nuclei di elio, trasformandolo in carbonio. Grazie all'energia sprigionata, la stella brilla ancora per circa 100 milioni di anni.

Dopo che l'elio si esaurisce e le reazioni si estinguono, l'intera stella gradualmente, sotto l'influenza della gravità, si riduce fino a raggiungere quasi le dimensioni di . L'energia rilasciata in questo caso è sufficiente perché la stella possa (ora una nana bianca) continuò a brillare intensamente per qualche tempo.

Il grado di compressione della materia in una nana bianca è molto elevato e, quindi, ha una densità molto elevata: il peso di un cucchiaio può raggiungere le mille tonnellate. Ecco come si evolvono le stelle delle dimensioni del nostro Sole.

Video che mostra l'evoluzione del nostro Sole in una nana bianca

Una stella con cinque volte la massa del Sole ha un ciclo di vita molto più breve e si evolve in modo leggermente diverso. Una stella del genere è molto più luminosa e la sua temperatura superficiale è di 25.000 ° C o più, il periodo di permanenza nella sequenza principale delle stelle è di soli 100 milioni di anni circa;

Quando una stella del genere entra in scena gigante rosso , la temperatura nel suo nucleo supera i 600.000.000°C. Subisce reazioni di fusione dei nuclei di carbonio, che vengono convertiti in elementi più pesanti, compreso il ferro.

La stella, sotto l'influenza dell'energia rilasciata, si espande fino a raggiungere dimensioni centinaia di volte maggiori della sua dimensione originale. Una stella in questa fase chiamato supergigante .

Il processo di produzione di energia nel nucleo si interrompe improvvisamente e si restringe nel giro di pochi secondi. Con tutto ciò, viene rilasciata un'enorme quantità di energia e un effetto catastrofico onda d'urto.

Questa energia attraversa l'intera stella e ne getta una parte significativa con la forza di un'esplosione spazio, causando un fenomeno noto come esplosione di supernova .

Per visualizzare meglio tutto quanto scritto, guardiamo il diagramma del ciclo evolutivo delle stelle

Nel febbraio 1987, un bagliore simile fu osservato in una galassia vicina, la Grande Nube di Magellano. Questa supernova brillò brevemente più luminosa di un trilione di Soli.

Il nucleo della supergigante si comprime e forma un corpo celeste dal diametro di soli 10-20 km, e la sua densità è così elevata che un cucchiaino della sua sostanza può pesare 100 milioni di tonnellate!!! Un tale corpo celeste è costituito da neutroni echiamata stella di neutroni .

Una stella di neutroni appena formata è diversa ad alta velocità rotazione e magnetismo molto forte.

Questo crea un potente campo elettromagnetico che emette onde radio e altri tipi di radiazioni. Si sono diffusi da poli magnetici stelle sotto forma di raggi.

Questi raggi, dovuti alla rotazione della stella attorno al proprio asse, sembrano scandagliare lo spazio. Quando sfrecciano davanti ai nostri radiotelescopi, li percepiamo come brevi lampi o impulsi. Ecco perché vengono chiamate tali stelle pulsar.

Le pulsar sono state scoperte grazie alle onde radio che emettono. È ormai noto che molti di essi emettono impulsi luminosi e raggi X.

La prima pulsar di luce è stata scoperta nella Nebulosa del Granchio. I suoi impulsi si ripetono 30 volte al secondo.

Gli impulsi di altre pulsar si ripetono molto più spesso: il PIR (sorgente radio pulsante) 1937+21 lampeggia 642 volte al secondo. È persino difficile immaginarlo!

Anche le stelle che hanno la massa maggiore, decine di volte quella del Sole, divampano come supernove. Ma a causa della loro enorme massa, il loro collasso è molto più catastrofico.

La compressione distruttiva non si ferma nemmeno nella fase di formazione di una stella di neutroni, creando una regione in cui la materia ordinaria cessa di esistere.

È rimasta solo una gravità, così forte che nulla, nemmeno la luce, può sfuggire alla sua influenza. Questa zona si chiama buco nero.Sì, evoluzione grandi stelle spaventoso e molto pericoloso.

In questo video parleremo di come una supernova si trasforma in una pulsar e in un buco nero.

Non so voi, cari lettori, ma personalmente amo e sono davvero interessato allo spazio e a tutto ciò che è connesso ad esso, è così misterioso e bello, è mozzafiato! L'evoluzione delle stelle ci ha detto molto sul futuro della nostra e tutto.

Studiare l'evoluzione stellare è impossibile osservando una sola stella: molti cambiamenti nelle stelle avvengono troppo lentamente per essere notati anche dopo molti secoli. Pertanto, gli scienziati studiano molte stelle, ognuna delle quali si trova a un certo stadio ciclo vitale. Negli ultimi decenni, la modellazione della struttura delle stelle mediante la tecnologia informatica si è diffusa in astrofisica.

YouTube enciclopedico

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✪ Stelle ed evoluzione stellare (raccontato dall'astrofisico Sergei Popov)

✪ Stelle ed evoluzione stellare (narrato da Sergey Popov e Ilgonis Vilks)

✪ Evoluzione delle stelle. Evoluzione di una gigante blu in 3 minuti

✪ Surdin V.G. Evoluzione stellare Parte 1

✪ S. A. Lamzin - “Evoluzione stellare”

Sottotitoli

Fusione termonucleare all'interno delle stelle

Giovani stelle

Il processo di formazione stellare può essere descritto in modo unificato, ma le fasi successive dell'evoluzione di una stella dipendono quasi interamente dalla sua massa, e solo alla fine dell'evoluzione della stella la sua composizione chimica può svolgere un ruolo.

Giovani stelle di piccola massa

Giovani stelle di piccola massa (fino a tre masse solari) [ ], che si avvicinano alla sequenza principale, sono completamente convettivi: il processo di convezione copre l'intero corpo della stella. Queste sono essenzialmente protostelle, nei centri delle quali le reazioni nucleari sono appena iniziate e tutta la radiazione avviene principalmente a causa della compressione gravitazionale. Fino a quando non viene stabilito l'equilibrio idrostatico, la luminosità della stella diminuisce a una temperatura effettiva costante. Sul diagramma Hertzsprung-Russell, tali stelle formano una traccia quasi verticale chiamata traccia Hayashi. Man mano che la compressione rallenta, la giovane stella si avvicina alla sequenza principale. Oggetti di questo tipo sono associati alle stelle T Tauri.

In questo momento, per le stelle con una massa superiore a 0,8 masse solari, il nucleo diventa trasparente alla radiazione e il trasferimento di energia radiativa nel nucleo diventa predominante, poiché la convezione è sempre più ostacolata dalla crescente compattazione della materia stellare. Negli strati esterni del corpo della stella prevale il trasferimento di energia convettiva.

Non si sa con certezza quali caratteristiche abbiano le stelle di massa inferiore nel momento in cui entrano nella sequenza principale, poiché il tempo trascorso da queste stelle nella categoria giovane supera l'età dell'Universo [ ] . Tutte le idee sull'evoluzione di queste stelle si basano solo su calcoli numerici e modelli matematici.

Man mano che la stella si contrae, la pressione del gas di elettroni degenere inizia ad aumentare e quando viene raggiunto un certo raggio della stella, la compressione si interrompe, il che porta all'arresto dell'ulteriore aumento della temperatura nel nucleo della stella causato dalla compressione, e poi alla sua diminuzione. Per le stelle inferiori a 0,0767 masse solari ciò non accade: l'energia liberata durante le reazioni nucleari non è mai sufficiente a bilanciare la pressione interna e la compressione gravitazionale. Tali “sottostelle” emettono più energia di quella prodotta durante le reazioni termonucleari e sono classificate come le cosiddette nane brune. Il loro destino è la compressione costante finché la pressione del gas degenere non la ferma, e quindi il raffreddamento graduale con la cessazione di tutte le reazioni termonucleari iniziate.

Stelle giovani di massa intermedia

Giovani stelle di massa intermedia (da 2 a 8 masse solari) [ ] evolvono qualitativamente esattamente allo stesso modo delle loro sorelle e fratelli minori, con l'eccezione che non hanno zone convettive fino alla sequenza principale.

Oggetti di questo tipo sono associati ai cosiddetti. Stelle Ae\Be Herbig con variabili irregolari di classe spettrale B-F0. Presentano anche dischi e getti bipolari. La velocità di deflusso della materia dalla superficie, la luminosità e la temperatura effettiva sono significativamente più elevate rispetto a T Tauri, quindi riscaldano e disperdono efficacemente i resti della nube protostellare.

Stelle giovani con massa superiore a 8 masse solari

Le stelle con tali masse hanno già le caratteristiche delle stelle normali, poiché hanno attraversato tutte le fasi intermedie e sono state in grado di raggiungere una tale velocità di reazioni nucleari da compensare l'energia persa con la radiazione mentre la massa si accumulava per raggiungere l'equilibrio idrostatico del nucleo. Per queste stelle, il deflusso di massa e luminosità è così grande che non solo arrestano il collasso gravitazionale delle regioni esterne della nube molecolare che non sono ancora diventate parte della stella, ma, al contrario, le disperdono. Pertanto, la massa della stella risultante è notevolmente inferiore alla massa della nube protostellare. Molto probabilmente, questo spiega l'assenza nella nostra galassia di stelle con una massa superiore a circa 300 masse solari.

Ciclo di mezza vita di una stella

Le stelle sono disponibili in un'ampia varietà di colori e dimensioni. Per classe spettrale vanno dal blu caldo al rosso freddo, in massa - da 0,0767 a circa 300 Masse solari secondo le ultime stime. La luminosità e il colore di una stella dipendono dalla sua temperatura superficiale, che a sua volta è determinata dalla sua massa. Tutte le nuove stelle “prendono posto” nella sequenza principale secondo il loro Composizione chimica e massa. Naturalmente, non stiamo parlando del movimento fisico della stella, ma solo della sua posizione sul diagramma indicato, a seconda dei parametri della stella. Infatti il ​​movimento di una stella lungo il diagramma corrisponde solo ad una variazione dei parametri della stella.

Il “bruciore” termonucleare della materia, ripreso a un nuovo livello, provoca una mostruosa espansione della stella. La stella si “gonfia”, diventando molto “allentata”, e la sua dimensione aumenta di circa 100 volte. Quindi la stella diventa una gigante rossa e la fase di combustione dell'elio dura circa diversi milioni di anni. Quasi tutte le giganti rosse sono stelle variabili.

Stadi finali dell'evoluzione stellare

Stelle antiche di piccola massa

Al momento non si sa con certezza cosa succede alle stelle leggere una volta esaurita la riserva di idrogeno nei loro nuclei. Poiché l’età dell’Universo è di 13,7 miliardi di anni, il che non è sufficiente per esaurire la fornitura di idrogeno in tali stelle, teorie moderne si basano sulla modellizzazione computerizzata dei processi che avvengono in tali stelle.

Alcune stelle possono sintetizzare l'elio solo in determinate zone attive, causando instabilità e forti venti stellari. In questo caso, la formazione di una nebulosa planetaria non avviene e la stella evapora, diventando ancora più piccola di una nana bruna [ ] .

Una stella con una massa inferiore a 0,5 solare non è in grado di convertire l'elio anche dopo che le reazioni che coinvolgono l'idrogeno si fermano nel suo nucleo: la massa di una stella del genere è troppo piccola per fornire nuova fase compressione gravitazionale ad un livello sufficiente ad “accendere” l’elio. Tali stelle includono le nane rosse, come Proxima Centauri, il cui tempo di permanenza nella sequenza principale varia da decine di miliardi a decine di trilioni di anni. Dopo la cessazione delle reazioni termonucleari nei loro nuclei, essi, raffreddandosi gradualmente, continueranno a emettere debolmente nelle gamme degli infrarossi e delle microonde dello spettro elettromagnetico.

Stelle di media grandezza

Al raggiungimento stella taglia media(da 0,4 a 3,4 masse solari) [ ] della fase gigante rossa, l'idrogeno si esaurisce nel suo nucleo e iniziano le reazioni di sintesi del carbonio dall'elio. Questo il processo è in corso con più alte temperature e quindi il flusso di energia proveniente dal nucleo aumenta e, di conseguenza, gli strati esterni della stella iniziano ad espandersi. L'inizio della sintesi del carbonio segna una nuova fase nella vita di una stella e continua per qualche tempo. Per una stella di dimensioni simili al Sole, questo processo può richiedere circa un miliardo di anni.

I cambiamenti nella quantità di energia emessa fanno sì che la stella attraversi periodi di instabilità, inclusi cambiamenti nelle dimensioni, nella temperatura superficiale e nel rilascio di energia. La produzione di energia si sposta verso la radiazione a bassa frequenza. Tutto ciò è accompagnato da una crescente perdita di massa dovuta a forti venti stellari e intense pulsazioni. Le stelle in questa fase sono chiamate “stelle di tipo tardivo” (anche “stelle in pensione”), Stelle OH-IR o stelle simili a Mira, a seconda delle loro esatte caratteristiche. Il gas espulso è relativamente ricco di elementi pesanti prodotti all'interno della stella, come ossigeno e carbonio. Il gas forma un guscio in espansione e si raffredda mentre si allontana dalla stella, consentendo la formazione di particelle e molecole di polvere. Con forte radiazione infrarossa le stelle sorgenti si formano in tali gusci condizioni ideali per attivare i maser cosmici.

Le reazioni di combustione termonucleare dell'elio sono molto sensibili alla temperatura. A volte questo porta a una grande instabilità. Si generano forti pulsazioni, che di conseguenza impartiscono agli strati esterni un'accelerazione sufficiente per essere espulsi e trasformarsi in una nebulosa planetaria. Al centro di una tale nebulosa rimane il nucleo nudo della stella, in cui si fermano le reazioni termonucleari e, mentre si raffredda, si trasforma in una nana bianca di elio, di solito con una massa fino a 0,5-0,6 masse solari e un diametro dell'ordine del diametro della Terra.

La stragrande maggioranza delle stelle, compreso il Sole, completa la propria evoluzione contraendosi finché la pressione degli elettroni degenerati non bilancia la gravità. In questo stato, quando la dimensione della stella diminuisce di cento volte e la densità diventa un milione di volte superiore alla densità dell'acqua, la stella viene chiamata nana bianca. È privato delle fonti di energia e, raffreddandosi gradualmente, diventa una nana nera invisibile.

Nelle stelle più massicce del Sole, la pressione degli elettroni degenerati non può fermare l'ulteriore compressione del nucleo e gli elettroni iniziano ad essere "pressati" nei nuclei atomici, che trasformano i protoni in neutroni, tra i quali non ci sono forze di repulsione elettrostatica. Questa neutronizzazione della materia porta al fatto che la dimensione della stella, che ora è, in effetti, un enorme nucleo atomico, è misurata in diversi chilometri e la sua densità è 100 milioni di volte maggiore della densità dell'acqua. Un oggetto del genere è chiamato stella di neutroni; il suo equilibrio è mantenuto dalla pressione della materia neutronica degenere.

Stelle supermassicce

Dopo che una stella con una massa superiore a cinque masse solari entra nello stadio di supergigante rossa, il suo nucleo inizia a restringersi sotto l'influenza della gravità. All’aumentare della compressione, aumentano la temperatura e la densità e inizia una nuova sequenza di reazioni termonucleari. In tali reazioni vengono sintetizzati elementi sempre più pesanti: elio, carbonio, ossigeno, silicio e ferro, che frenano temporaneamente il collasso del nucleo.

Di conseguenza, man mano che si formano elementi sempre più pesanti della tavola periodica, il ferro-56 viene sintetizzato dal silicio. In questa fase, un'ulteriore fusione termonucleare esotermica diventa impossibile, poiché il nucleo di ferro-56 ha un difetto di massa massimo ed è impossibile la formazione di nuclei più pesanti con rilascio di energia. Pertanto, quando il nucleo di ferro di una stella raggiunge una certa dimensione, la pressione al suo interno non è più in grado di sopportare il peso degli strati sovrastanti della stella e si verifica il collasso immediato del nucleo con la neutronizzazione della sua materia.

Ciò che accadrà dopo non è ancora del tutto chiaro, ma, in ogni caso, i processi che avvengono in pochi secondi portano ad un'esplosione di supernova di incredibile potenza.

Forti getti di neutrini e un campo magnetico rotante spingono fuori gran parte del materiale accumulato nella stella. [ ] - i cosiddetti elementi di seduta, compresi elementi in ferro ed elementi più leggeri. La materia diffusa viene bombardata dai neutroni che fuoriescono dal nucleo stellare, catturandoli e creando così un insieme di elementi più pesanti del ferro, compresi quelli radioattivi, fino all'uranio (e forse anche al californio). Pertanto, le esplosioni di supernova spiegano la presenza di elementi più pesanti del ferro nella materia interstellare, ma questo non è l'unico modo possibile per la loro formazione, come dimostrato, ad esempio, dalle stelle di tecnezio.

onda di esplosione E getti di neutrini portano via la materia stella morente [ ] nello spazio interstellare. Successivamente, mentre si raffredda e si muove nello spazio, questo materiale della supernova può entrare in collisione con altri “salvati” cosmici e, possibilmente, partecipare alla formazione di nuove stelle, pianeti o satelliti.

I processi che avvengono durante la formazione di una supernova sono ancora in fase di studio e finora non c'è chiarezza su questo tema. Altrettanto discutibile è ciò che rimane effettivamente della stella originale. Tuttavia vengono prese in considerazione due opzioni: stelle di neutroni e buchi neri.

Stelle di neutroni

È noto che in alcune supernove, la forte gravità nelle profondità della supergigante costringe gli elettroni ad essere assorbiti dal nucleo atomico, dove si fondono con i protoni per formare neutroni. Questo processo è chiamato neutronizzazione. Le forze elettromagnetiche che separano i nuclei vicini scompaiono. Il nucleo della stella è ora una densa sfera di nuclei atomici e singoli neutroni.

Tali stelle, conosciute come stelle di neutroni, sono estremamente piccole – non più grandi delle dimensioni di una grande città – e hanno una densità inimmaginabilmente alta. Il loro periodo orbitale diventa estremamente breve al diminuire delle dimensioni della stella (a causa della conservazione del momento angolare). Alcune stelle di neutroni ruotano 600 volte al secondo. Per alcuni di essi, l'angolo tra il vettore della radiazione e l'asse di rotazione può essere tale che la Terra cade nel cono formato da questa radiazione; in questo caso è possibile rilevare un impulso di radiazione che si ripete ad intervalli pari al periodo orbitale della stella. Tali stelle di neutroni furono chiamate “pulsar” e furono le prime ad essere scoperte. stelle di neutroni.

Buchi neri

Non tutte le stelle, dopo aver attraversato la fase di esplosione della supernova, diventano stelle di neutroni. Se la stella ha una massa sufficientemente grande, il collasso di tale stella continuerà e i neutroni stessi inizieranno a cadere verso l'interno finché il suo raggio non diventerà inferiore al raggio di Schwarzschild. Successivamente la stella diventa un buco nero.

L'esistenza dei buchi neri era stata prevista dalla teoria della relatività generale. Secondo questa teoria,

L'evoluzione delle stelle è un cambiamento nella fisicità. caratteristiche, interne strutture e chimica composizione delle stelle nel tempo. I compiti più importanti della teoria di E.Z. - spiegazione della formazione delle stelle, cambiamenti nelle loro caratteristiche osservabili, studio della connessione genetica di vari gruppi di stelle, analisi dei loro stati finali.

Poiché nella parte dell'Universo a noi nota, ca. Il 98-99% della massa della materia osservata è contenuta nelle stelle o ha superato lo stadio di stelle, spiegazione di E.Z. sì. uno dei problemi più importanti dell’astrofisica.

Una stella in uno stato stazionario è una palla di gas che si trova in uno stato idrostatico. ed equilibrio termico (cioè l'azione delle forze gravitazionali è bilanciata dalla pressione interna e le perdite di energia dovute alla radiazione sono compensate dall'energia rilasciata nelle viscere della stella, vedi). La “nascita” di una stella è la formazione di un oggetto in equilibrio idrostatico, la cui radiazione è supportata dalla propria. fonti di energia. La “morte” di una stella è uno squilibrio irreversibile che porta alla distruzione della stella o alla sua catastrofe. compressione.

Isolamento gravitazionale l’energia può svolgere un ruolo decisivo solo quando la temperatura dell’interno della stella non è sufficiente affinché l’energia nucleare possa compensare le perdite di energia, e la stella nel suo insieme o parte di essa deve contrarsi per mantenere l’equilibrio. Il rilascio di energia termica diventa importante solo dopo che le riserve di energia nucleare sono state esaurite. T.o., E.z. può essere rappresentato come un cambiamento consistente nelle fonti energetiche delle stelle.

Tempo caratteristico E.z. troppo grande perché tutta l'evoluzione possa essere tracciata direttamente. Pertanto il principale Metodo di ricerca E.Z sì. costruzione di sequenze di modelli stellari che descrivono cambiamenti interni strutture e chimica composizione delle stelle nel tempo. Evoluzione. le sequenze vengono poi confrontate con i risultati delle osservazioni, ad esempio con (G.-R.d.), riassumendo le osservazioni elevato numero stelle a diversi stadi di evoluzione. Un ruolo particolarmente importante è giocato dal confronto con G.-R.d. per gli ammassi stellari, poiché tutte le stelle in un ammasso hanno la stessa sostanza chimica iniziale. composizione e si formarono quasi contemporaneamente. Secondo G.-R.d. ammassi di epoche diverse, è stato possibile stabilire la direzione della E.Z. Evoluzione in dettaglio. le sequenze vengono calcolate risolvendo numericamente un sistema di equazioni differenziali che descrivono la distribuzione di massa, densità, temperatura e luminosità su una stella, a cui si aggiungono le leggi del rilascio di energia e dell'opacità della materia stellare ed equazioni che descrivono i cambiamenti nelle proprietà chimiche. composizione delle stelle nel tempo.

Il corso dell'evoluzione di una stella dipende principalmente dalla sua massa e dalla sua chimica iniziale. composizione. La rotazione della stella e il suo campo magnetico possono svolgere un ruolo certo, ma non fondamentale. campo, tuttavia, il ruolo di questi fattori in E.Z. non è stato ancora sufficientemente studiato. Chimica. La composizione di una stella dipende dal momento in cui si è formata e dalla sua posizione nella Galassia al momento della formazione. Le stelle della prima generazione erano formate dalla materia, la cui composizione era determinata dalla cosmologia. condizioni. Apparentemente conteneva circa il 70% in massa di idrogeno, il 30% di elio e una insignificante miscela di deuterio e litio. Durante l'evoluzione delle stelle di prima generazione si formarono elementi pesanti (dopo l'elio), che furono espulsi nello spazio interstellare a seguito del deflusso di materia dalle stelle o durante le esplosioni stellari. Le stelle delle generazioni successive erano formate da materia contenente fino al 3-4% (in massa) di elementi pesanti.

L'indicazione più diretta che la formazione stellare nella Galassia si sta verificando in questo momento è il fenomeno. esistenza di massa stelle luminose allineare. classi O e B, la cui durata non può superare i ~ 10 7 anni. Il tasso di formazione stellare nei tempi moderni. l'era è stimata in 5 all'anno.

2. Formazione stellare, stadio di compressione gravitazionale

Secondo il punto di vista più comune, le stelle si formano a causa delle forze gravitazionali. condensazione della materia nel mezzo interstellare. La necessaria divisione del mezzo interstellare in due fasi - dense nuvole fredde e un mezzo rarefatto con una temperatura più elevata - può avvenire sotto l'influenza dell'instabilità termica di Rayleigh-Taylor nel campo magnetico interstellare. campo. Complessi gas-polvere con massa , dimensione caratteristica (10-100) pc e concentrazione delle particelle N~10 2 cm -3 . vengono effettivamente osservati a causa della loro emissione di onde radio. La compressione (collasso) di tali nuvole richiede determinate condizioni: la gravità. le particelle della nuvola devono superare la somma dell'energia del movimento termico delle particelle, dell'energia di rotazione della nuvola nel suo insieme e del campo magnetico. energia cloud (criterio Jeans). Se si tiene conto solo dell'energia del movimento termico, allora, con una precisione pari a un fattore dell'ordine dell'unità, il criterio di Jeans viene scritto nella forma: align="absmiddle" width="205" Height="20">, dov'è la massa della nuvola, T- temperatura del gas in K, N- numero di particelle per 1 cm3. Con tipico moderno le nubi interstellari con temperatura K possono far collassare solo nubi con una massa non inferiore a . Il criterio di Jeans indica che per la formazione di stelle dello spettro di massa effettivamente osservato, la concentrazione di particelle nelle nubi in collasso deve raggiungere (10 3 -10 6) cm -3, cioè 10-1000 volte superiore a quello osservato nelle nuvole tipiche. Tuttavia, tali concentrazioni di particelle possono essere raggiunte nelle profondità delle nuvole che hanno già iniziato a collassare. Ne consegue che essa avviene attraverso un processo sequenziale, svolto in più passaggi. fasi, frammentazione di nubi massicce. Questa immagine spiega naturalmente la nascita delle stelle in gruppi: ammassi. Allo stesso tempo, le questioni relative al bilancio termico nella nuvola, al campo di velocità in essa contenuto e al meccanismo che determina lo spettro di massa dei frammenti rimangono ancora poco chiare.

Vengono chiamati oggetti di massa stellare collassati protostelle. Collasso di una protostella non rotante a simmetria sferica senza campo magnetico. i campi ne includono diversi. fasi. Nel momento iniziale la nuvola è omogenea e isotermica. È trasparente a se stesso. radiazione, quindi il collasso avviene con perdite volumetriche di energia, cap. arr. per effetto dell'irraggiamento termico delle polveri il taglio trasmette la sua cinetica. energia di una particella di gas. In una nube omogenea non esiste gradiente di pressione e la compressione inizia in caduta libera con un tempo caratteristico, dove G- , - densità delle nubi. Con l'inizio della compressione appare un'onda di rarefazione che si muove verso il centro alla velocità del suono, e da allora il collasso avviene più velocemente dove la densità è maggiore, la protostella è divisa in un nucleo compatto e un guscio esteso, nel quale la materia è distribuita secondo la legge. Quando la concentrazione di particelle nel nucleo raggiunge ~ 10 11 cm -3, diventa opaco alla radiazione IR dei granelli di polvere. L'energia rilasciata nel nucleo si disperde lentamente in superficie a causa della conduzione termica radiativa. La temperatura inizia ad aumentare quasi adiabaticamente, questo porta ad un aumento della pressione e il nucleo diventa idrostatico. bilancia. Il guscio continua a cadere sul nucleo e appare alla sua periferia. I parametri del kernel in questo momento dipendono debolmente da massa totale protostelle: K. Man mano che la massa del nucleo aumenta a causa dell'accrescimento, la sua temperatura cambia in modo quasi adiabatico fino a raggiungere i 2000 K, quando inizia la dissociazione delle molecole di H 2. Come risultato del consumo di energia per la dissociazione e non di un aumento della cinetica. energia delle particelle, il valore dell'indice adiabatico diventa inferiore a 4/3, le variazioni di pressione non sono in grado di compensare le forze gravitazionali e il nucleo collassa nuovamente (vedi). Si forma un nuovo nucleo parametrizzato, circondato da un fronte d'urto, sul quale si accumulano i resti del primo nucleo. Un simile riarrangiamento del nucleo avviene con l'idrogeno.

L'ulteriore crescita del nucleo a scapito della materia del guscio continua finché tutta la materia non cade sulla stella o viene dispersa sotto l'influenza di o, se il nucleo è sufficientemente massiccio (vedi). Protostelle con un tempo caratteristico di materia di conchiglia t a > t kn, quindi la loro luminosità è determinata dal rilascio di energia dei nuclei che collassano.

Una stella, costituita da un nucleo e un involucro, viene osservata come sorgente IR a causa dell'elaborazione della radiazione nell'involucro (la polvere dell'involucro, assorbendo i fotoni della radiazione UV dal nucleo, emette nella gamma IR). Quando il guscio diventa otticamente sottile, la protostella comincia ad essere osservata come un oggetto ordinario di natura stellare. Le stelle più massicce mantengono il loro guscio finché non inizia la combustione termonucleare dell'idrogeno al centro della stella. La pressione della radiazione limita probabilmente la massa delle stelle a . Anche se si formano stelle più massicce, queste risultano pulsazionalmente instabili e potrebbero perdere la loro potenza. parte della massa nella fase di combustione dell'idrogeno nel nucleo. La durata della fase di collasso e dispersione del guscio protostellare è dello stesso ordine del tempo di caduta libera della nube madre, cioè 10 5 -10 6 anni. Illuminati dal nucleo, i grumi di materia oscura provenienti dai resti del guscio, accelerati dal vento stellare, sono identificati con oggetti Herbig-Haro (grumi stellari con uno spettro di emissione). Le stelle di piccola massa, quando diventano visibili, si trovano nella regione G.-R.D. occupata dalle stelle T Tauri (nane), quelle più massicce si trovano nella regione dove si trovano le stelle di emissione di Herbig (classi spettrali iniziali irregolari con righe di emissione negli spettri). ).

Evoluzione. tracce di nuclei di protostelle a massa costante nella fase idrostatica. le compressioni sono mostrate in Fig. 1. Per le stelle di piccola massa, nel momento in cui si stabilisce l'idrostatica. equilibrio, le condizioni nei nuclei sono tali che l'energia viene trasferita ad essi. I calcoli mostrano che la temperatura superficiale di una stella completamente convettiva è quasi costante. Il raggio della stella diminuisce continuamente, perché continua a rimpicciolirsi. Con una temperatura superficiale costante e un raggio decrescente, anche la luminosità della stella dovrebbe cadere sulla G.-R.D. Questo stadio di evoluzione corrisponde alle sezioni verticali dei binari.

Man mano che la compressione continua, la temperatura all'interno della stella aumenta, la materia diventa più trasparente e le stelle con align="absmiddle" width="90" Height="17"> hanno nuclei radianti, ma i gusci rimangono convettivi. Le stelle meno massicce rimangono completamente convettive. La loro luminosità è controllata da un sottile strato radiante nella fotosfera. Quanto più massiccia è la stella e maggiore è la sua temperatura effettiva, tanto più grande è il suo nucleo radiativo (nelle stelle con align="absmiddle" width="74" Height="17"> il nucleo radiativo appare immediatamente). Alla fine, quasi tutta la stella (ad eccezione della zona convettiva superficiale per le stelle di massa) entra in uno stato di equilibrio radiativo, in cui tutta l'energia rilasciata nel nucleo viene trasferita mediante radiazione.

3. Evoluzione basata su reazioni nucleari

A una temperatura nei nuclei di ~ 10 6 K, iniziano le prime reazioni nucleari: deuterio, litio, boro si bruciano. La quantità primaria di questi elementi è così piccola che la loro combustione praticamente non resiste alla compressione. La compressione si interrompe quando la temperatura al centro della stella raggiunge ~ 10 6 K e l'idrogeno si accende, perché L'energia rilasciata durante la combustione termonucleare dell'idrogeno è sufficiente a compensare le perdite per radiazione (vedi). Stelle omogenee, nei cui nuclei brucia l'idrogeno, si formano sul G.-R.D. sequenza principale iniziale (IMS). Le stelle massicce raggiungono l'NGP più velocemente delle stelle di piccola massa, perché il loro tasso di perdita di energia per unità di massa, e quindi il tasso di evoluzione, è superiore a quello delle stelle di piccola massa. Da quando è entrato nell'NGP E.z. avviene sulla base della combustione nucleare, le cui fasi principali sono riassunte nella tabella. La combustione nucleare può avvenire prima della formazione degli elementi del gruppo del ferro, che hanno l'energia di legame più alta tra tutti i nuclei. Evoluzione. tracce di stelle su G.-R.D. sono mostrati in Fig. 2. L'evoluzione dei valori centrali di temperatura e densità delle stelle è mostrata in Fig. 3. A K principale. fonte di energia yavl. reazione del ciclo dell'idrogeno, in generale T- reazioni del ciclo carbonio-azoto (CNO) (vedi). Effetto collaterale Fenomeno del ciclo CNO stabilendo concentrazioni di equilibrio dei nuclidi 14 N, 12 C, 13 C - 95%, 4% e 1% in peso, rispettivamente. La predominanza dell'azoto negli strati in cui è avvenuta la combustione dell'idrogeno è confermata dai risultati delle osservazioni, in cui questi strati appaiono in superficie a seguito della perdita di materiale esterno. strati. Nelle stelle al centro delle quali si realizza il ciclo CNO ( align="absmiddle" width="74" Height="17">), appare un nucleo convettivo. La ragione di ciò è molto forte dipendenza rilascio di energia in funzione della temperatura: . Il flusso di energia radiante ~ T4(vedi), quindi, non può trasferire tutta l'energia rilasciata e deve verificarsi la convezione, che è più efficiente del trasferimento radiativo. Nelle stelle più massicce, più del 50% della massa stellare è coperta dalla convezione. L'importanza del nucleo convettivo per l'evoluzione è determinata dal fatto che il combustibile nucleare si esaurisce uniformemente in una regione molto più ampia della regione di combustione effettiva, mentre nelle stelle prive di nucleo convettivo brucia inizialmente solo in piccole vicinanze del centro , dove la temperatura è piuttosto elevata. Il tempo di combustione dell'idrogeno varia da ~ 10 10 anni per a anni per . Il tempo di tutte le fasi successive della combustione nucleare non supera il 10% del tempo della combustione dell'idrogeno, quindi le stelle nella fase di combustione dell'idrogeno si formano sul G.-R.D. regione densamente popolata - (GP). Nelle stelle con una temperatura al centro che non raggiunge mai i valori necessari alla combustione dell'idrogeno, si restringono all'infinito, trasformandosi in nane “nere”. L'esaurimento dell'idrogeno porta ad un aumento della media. peso molecolare sostanze del nucleo, e quindi per mantenere idrostatico. equilibrio, la pressione al centro deve aumentare, il che comporta un aumento della temperatura al centro e del gradiente di temperatura attraverso la stella e, di conseguenza, della luminosità. Un aumento della luminosità deriva anche da una diminuzione dell'opacità della materia con l'aumentare della temperatura. Il nucleo si contrae per mantenere le condizioni di rilascio dell'energia nucleare con una diminuzione del contenuto di idrogeno e il guscio si espande a causa della necessità di trasferire il maggiore flusso di energia dal nucleo. Su G.-R.d. la stella si sposta a destra dell'NGP. Una diminuzione dell'opacità porta alla morte dei nuclei convettivi in ​​tutte le stelle tranne quelle più massicce. Il tasso di evoluzione delle stelle massicce è il più alto e sono le prime a lasciare la MS. La durata della MS è per stelle con ca. 10 milioni di anni, da ca. 70 milioni di anni e da ca. 10 miliardi di anni.

Quando il contenuto di idrogeno nel nucleo diminuisce all'1%, l'espansione dei gusci delle stelle con align="absmiddle" width="66" Height="17"> è sostituita da una contrazione generale della stella necessaria per mantenere il rilascio di energia . La compressione del guscio provoca il riscaldamento dell'idrogeno nello strato adiacente al nucleo di elio alla temperatura della sua combustione termonucleare e si forma una fonte di rilascio di energia nello strato. Nelle stelle con massa, in cui dipende meno dalla temperatura e la regione di rilascio di energia non è così fortemente concentrata verso il centro, non esiste uno stadio di compressione generale.

E.z. dopo che l'idrogeno si è esaurito dipende dalla loro massa. Il fattore più importante, influenzando il corso dell'evoluzione delle stelle con massa , yavl. degenerazione del gas di elettroni ad alte densità. A causa dell'elevata densità, il numero di stati quantistici a bassa energia è limitato a causa del principio di Pauli e gli elettroni riempiono i livelli quantici con alta energia, superando significativamente l'energia del loro movimento termico. Caratteristica fondamentale il gas degenere è la sua pressione P dipende solo dalla densità: per la degenerazione non relativistica e per la degenerazione relativistica. La pressione del gas degli elettroni è molto maggiore della pressione degli ioni. Ciò segue quanto fondamentale per E.Z. conclusione: poiché la forza gravitazionale che agisce su un'unità di volume di un gas relativisticamente degenere dipende dalla densità allo stesso modo del gradiente di pressione, deve esserci una massa limite (vedi), tale che a align="absmiddle" width="66 " altezza ="15"> la pressione degli elettroni non può contrastare la gravità e inizia la compressione. Peso limite align="absmiddle" larghezza="139" altezza="17">. Il confine della regione in cui il gas degli elettroni è degenere è mostrato in Fig. 3. Nelle stelle di piccola massa, la degenerazione gioca un ruolo notevole già nel processo di formazione dei nuclei di elio.

Il secondo fattore che determina E.z. nelle fasi successive, si tratta di perdite di energia dei neutrini. Nel profondo delle stelle T~10 8K principale. un ruolo nella nascita è giocato da: processo del fotoneutrino, decadimento dei quanti di oscillazione del plasma (plasmoni) in coppie neutrino-antineutrino (), annichilazione delle coppie elettrone-positrone () e (vedi). La caratteristica più importante dei neutrini è che la materia della stella è quasi trasparente e trasportano liberamente energia lontano dalla stella.

Il nucleo di elio, in cui non si sono ancora verificate le condizioni per la combustione dell'elio, viene compresso. La temperatura nella sorgente stratificata adiacente al nucleo aumenta e la velocità di combustione dell'idrogeno aumenta. La necessità di trasferire un maggiore flusso di energia porta all'espansione del guscio, per cui parte dell'energia viene sprecata. Poiché la luminosità della stella non cambia, la temperatura della sua superficie diminuisce e sulla G.-R.D. la stella si sposta nella regione occupata dalle giganti rosse. Il tempo di ristrutturazione della stella è due ordini di grandezza inferiore al tempo impiegato dall'idrogeno per bruciarsi nel nucleo, quindi ci sono poche stelle tra la striscia MS e la regione delle supergiganti rosse. . Con una diminuzione della temperatura del guscio, la sua trasparenza aumenta, a seguito della quale appare l'aspetto esterno. zona convettiva e la luminosità della stella aumenta.

La rimozione di energia dal nucleo attraverso la conduttività termica degli elettroni degeneri e le perdite di neutrini nelle stelle ritarda il momento della combustione dell'elio. La temperatura comincia ad aumentare sensibilmente solo quando il nucleo diventa quasi isotermico. La combustione di 4 He determina la E.Z. dal momento in cui il rilascio di energia supera la perdita di energia per conduttività termica e radiazione di neutrini. La stessa condizione vale per la combustione di tutti i tipi successivi combustibile nucleare.

Una caratteristica notevole dei nuclei stellari costituiti da gas degenere, raffreddato dai neutrini, è la “convergenza” - la convergenza delle tracce, che caratterizza la relazione tra densità e temperatura Tc al centro della stella (Fig. 3). La velocità di rilascio di energia durante la compressione del nucleo è determinata dalla velocità di aggiunta di materia ad esso attraverso una fonte a strati e dipende solo dalla massa del nucleo per un dato tipo di carburante. Nel nucleo deve essere mantenuto un equilibrio tra afflusso e deflusso di energia, pertanto nei nuclei delle stelle viene stabilita la stessa distribuzione di temperatura e densità. Nel momento in cui 4 He si accende, la massa del nucleo dipende dal contenuto di elementi pesanti. Nei nuclei di gas degenere, la combustione di 4 He ha il carattere di un'esplosione termica, perché l'energia liberata durante la combustione va ad aumentare l'energia di moto termico degli elettroni, ma la pressione rimane pressoché invariata all'aumentare della temperatura fino a quando l'energia termica degli elettroni è pari all'energia del gas degenere degli elettroni. Quindi la degenerazione viene rimossa e il nucleo si espande rapidamente: si verifica un lampo di elio. I brillamenti di elio sono probabilmente accompagnati dalla perdita di materia stellare. Nel , dove le stelle massicce hanno terminato da tempo l'evoluzione e le giganti rosse hanno masse, le stelle nella fase di combustione dell'elio si trovano sul ramo orizzontale del G.-R.D.

Nei nuclei di elio delle stelle con align="absmiddle" width="90" Height="17"> il gas non è degenere, 4 He si accende silenziosamente, ma i nuclei si espandono anche a causa dell'aumento Tc. Nelle stelle più massicce la combustione di 4 He avviene anche quando sono attive. supergiganti blu. L'espansione del nucleo porta ad una diminuzione T nella regione della sorgente dello strato di idrogeno e la luminosità della stella dopo l'esplosione dell'elio diminuisce. Per sostenere equilibrio termale il guscio si contrae e la stella lascia la regione delle supergiganti rosse. Quando i 4 He nel nucleo si esauriscono, la compressione del nucleo e l'espansione del guscio ricominciano, la stella diventa di nuovo una supergigante rossa. Si forma una fonte di combustione stratificata di 4 He, che domina il rilascio di energia. L'esterno appare di nuovo. zona convettiva. Man mano che l'elio e l'idrogeno si bruciano, lo spessore dello strato sorgente diminuisce. Un sottile strato di combustione dell'elio risulta essere termicamente instabile, perché con una sensibilità molto forte del rilascio di energia alla temperatura (), la conduttività termica della sostanza è insufficiente per estinguere i disturbi termici nello strato di combustione. Durante le esplosioni termiche, nello strato avviene la convezione. Se penetra negli strati ricchi di idrogeno, come risultato di un processo lento ( S-process, vedi) gli elementi sono sintetizzati masse atomiche dal 22 Ne al 209 a.C.

La pressione delle radiazioni sulla polvere e sulle molecole formate nei freddi gusci estesi delle supergiganti rosse porta a una continua perdita di materia a una velocità che può durare anche un anno. La continua perdita di massa può essere integrata da perdite causate dall'instabilità della combustione degli strati o dalle pulsazioni, che possono portare al rilascio di uno o più. conchiglie. Quando la quantità di sostanza al di sopra del nucleo di carbonio-ossigeno diventa inferiore ad un certo limite, il guscio, per mantenere la temperatura negli strati di combustione, è costretto a comprimersi fino a quando la compressione è in grado di mantenere la combustione; stella su G.-R.D. si sposta quasi orizzontalmente verso sinistra. In questa fase l'instabilità degli strati di combustione può comportare anche una dilatazione dell'involucro e perdita di materia. Mentre la stella è sufficientemente calda, viene osservata come un nucleo con uno o più nuclei. conchiglie. Quando le sorgenti stratificate si spostano verso la superficie della stella tanto che la temperatura al loro interno diventa inferiore a quella richiesta per la combustione nucleare, la stella si raffredda, trasformandosi in una nana bianca, che irradia a causa del consumo di energia termica della componente ionica della stella. è questione. Il tempo di raffreddamento caratteristico delle nane bianche è di circa 10 9 anni. Il limite inferiore sulle masse delle singole stelle che si trasformano in nane bianche non è chiaro, è stimato a 3-6. Nelle stelle c, il gas di elettroni degenera nello stadio di crescita dei nuclei stellari di carbonio-ossigeno (C,O-). Come nei nuclei di elio delle stelle, a causa delle perdite di energia dei neutrini, si verifica una “convergenza” delle condizioni nel centro e al momento della combustione del carbonio nel nucleo di C,O. La combustione di 12 C in tali condizioni ha molto probabilmente la natura di un'esplosione e porta alla completa distruzione della stella. La distruzione completa potrebbe non verificarsi se . Una tale densità è raggiungibile quando il tasso di crescita del nucleo è determinato dall’accrescimento della materia satellitare in un sistema binario stretto.

INTRODUZIONE

CAPITOLO 1. Evoluzione delle stelle

CAPITOLO 2.Fusione termonucleare all'interno delle stelle e nascita delle stelle

CAPITOLO 3. Ciclo di mezza vita di una stella

CAPITOLO 4. Anni successivi e morte delle stelle

CONCLUSIONE

Letteratura

INTRODUZIONE

Moderno fonti scientifiche indicano che l’universo è composto per il 98% da stelle, che “a loro volta” sono l’elemento principale della galassia. Le fonti di informazione danno definizioni diverse questo concetto, Ecco qui alcuni di loro:

Una stella è un corpo celeste in cui si sono verificate, si sono verificate o si verificheranno reazioni termonucleari. Le stelle sono enormi sfere luminose di gas (plasma). Formato da un ambiente di gas e polvere (idrogeno ed elio) a seguito della compressione gravitazionale. La temperatura della materia all'interno delle stelle è misurata in milioni di Kelvin e sulla loro superficie in migliaia di Kelvin. L'energia della stragrande maggioranza delle stelle viene rilasciata a seguito di reazioni termonucleari che convertono l'idrogeno in elio, che si verificano ad alte temperature in aree interne. Le stelle sono spesso chiamate i corpi principali dell'Universo, poiché contengono la maggior parte della materia luminosa in natura.

Le stelle sono enormi oggetti sferici costituiti da elio e idrogeno, oltre che da altri gas. L'energia di una stella è contenuta nel suo nucleo, dove l'elio interagisce con l'idrogeno ogni secondo.

Come ogni cosa organica nel nostro universo, le stelle sorgono, si sviluppano, cambiano e scompaiono: questo processo richiede miliardi di anni ed è chiamato il processo di "Evoluzione stellare".

CAPITOLO 1. Evoluzione delle stelle

Evoluzione delle stelle- la sequenza dei cambiamenti che una stella subisce durante la sua vita, cioè nell'arco di centinaia di migliaia, milioni o miliardi di anni mentre emette luce e calore.

Una stella inizia la sua vita come una nube fredda e rarefatta di gas interstellare (un mezzo gassoso rarefatto che riempie tutto lo spazio tra le stelle), comprimendosi sotto l'influenza della propria gravità e assumendo gradualmente la forma di una palla. Quando compressa, l'energia gravitazionale (l'interazione fondamentale universale tra tutti corpi materiali) si trasforma in calore e la temperatura dell'oggetto aumenta. Quando la temperatura al centro raggiunge i 15-20 milioni di K, iniziano le reazioni termonucleari e la compressione si interrompe. L'oggetto diventa una stella a tutti gli effetti. La prima fase della vita di una stella è simile a quella solare: è dominata dalle reazioni del ciclo dell'idrogeno. Rimane in questo stato per gran parte della sua vita, trovandosi sulla sequenza principale del diagramma Hertzsprung-Russell (Fig. 1) (che mostra la relazione tra magnitudine assoluta, luminosità, classe spettrale e temperatura superficiale della stella, 1910), fino a quando le riserve di carburante nel suo nucleo. Quando tutto l'idrogeno al centro della stella viene convertito in elio, si forma un nucleo di elio e la combustione termonucleare dell'idrogeno continua alla sua periferia. Durante questo periodo, la struttura della stella inizia a cambiare. La sua luminosità aumenta, i suoi strati esterni si espandono e la sua temperatura superficiale diminuisce: la stella diventa una gigante rossa, che forma un ramo sul diagramma Hertzsprung-Russell. La stella trascorre molto meno tempo su questo ramo che sulla sequenza principale. Quando la massa accumulata del nucleo di elio diventa significativa, non può resistere proprio peso e comincia a rimpicciolirsi; se la stella è sufficientemente massiccia, l'aumento della temperatura può causare un'ulteriore trasformazione termonucleare dell'elio in elementi più pesanti (elio in carbonio, carbonio in ossigeno, ossigeno in silicio e infine silicio in ferro).

Riso. 1. Diagramma Hertzsprung-Russell

Evoluzione di una stella di classe G usando l'esempio del Sole

CAPITOLO 2. Fusione termonucleare all'interno delle stelle

Nel 1939 fu stabilito che la fonte dell'energia stellare era la fusione termonucleare che si verificava nelle viscere delle stelle. La maggior parte delle stelle emettono radiazioni perché nel loro nucleo quattro protoni si combinano attraverso una serie di passaggi intermedi in un'unica particella alfa. Questa trasformazione può avvenire in due modi principali, chiamati ciclo protone-protone, o ciclo pp, e ciclo carbonio-azoto, o CN. Nelle stelle di piccola massa, il rilascio di energia è fornito principalmente dal primo ciclo, nelle stelle pesanti dal secondo. La fornitura di combustibile nucleare in una stella è limitata e viene costantemente spesa in radiazioni. Il processo di fusione termonucleare, che libera energia e modifica la composizione della materia della stella, in combinazione con la gravità, che tende a comprimere la stella e rilascia anche energia, così come la radiazione dalla superficie, che porta via l'energia rilasciata, sono le principali forze motrici dell’evoluzione stellare.

La nascita delle stelle

L'evoluzione di una stella inizia in una gigantesca nube molecolare, chiamata anche culla stellare. La maggior parte dello spazio "vuoto" in una galassia contiene in realtà tra 0,1 e 1 molecola per cm³. La nube molecolare ha una densità di circa un milione di molecole per cm³. La massa di una tale nuvola supera la massa del Sole di 100.000-10.000.000 di volte a causa delle sue dimensioni: da 50 a 300 anni luce di diametro.

Mentre la nuvola ruota liberamente attorno al centro della sua galassia natale, non succede nulla. Tuttavia, a causa dell'eterogeneità campo gravitazionale in esso possono verificarsi disturbi che portano a concentrazioni locali di massa. Tali disturbi provocano il collasso gravitazionale della nube. Uno degli scenari che portano a ciò è la collisione di due nuvole. Un altro evento che causa il collasso potrebbe essere il passaggio di una nuvola attraverso un braccio denso galassia a spirale. Un altro fattore critico potrebbe essere l'esplosione di una supernova vicina, la cui onda d'urto si scontrerà con la nube molecolare a velocità enorme. È anche possibile che le galassie si scontrino, il che potrebbe causare un’esplosione di formazione stellare poiché le nubi di gas in ciascuna galassia vengono compresse dalla collisione. In generale, eventuali disomogeneità nelle forze che agiscono sulla massa della nube possono avviare il processo di formazione stellare.

A causa delle disomogeneità che si sono verificate, la pressione del gas molecolare non può più impedire un'ulteriore compressione e il gas inizia a raccogliersi attorno al centro della futura stella sotto l'influenza delle forze di attrazione gravitazionale. Metà dell'energia gravitazionale rilasciata viene utilizzata per riscaldare la nuvola e metà per la radiazione luminosa. Nelle nubi la pressione e la densità aumentano verso il centro, e il collasso della parte centrale avviene più velocemente di quello della periferia. Mentre si contrae, il percorso libero medio dei fotoni diminuisce e la nube diventa sempre meno trasparente alla propria radiazione. Questo porta a qualcosa di più rapida crescita temperatura e un aumento ancora più rapido della pressione. Di conseguenza, il gradiente di pressione si equilibra forza gravitazionale, si forma un nucleo idrostatico, che pesa circa l'1% della massa della nube. Questo momento è invisibile. L'ulteriore evoluzione della protostella è l'accumulo di materia che continua a cadere sulla “superficie” del nucleo, che per questo cresce di dimensioni. La massa di materia che si muove liberamente nella nube si esaurisce e la stella diventa visibile nel campo ottico. Questo momento è considerato la fine della fase protostellare e l'inizio della fase giovane stella.

La durata della vita delle stelle è composta da diverse fasi, attraverso le quali per milioni e miliardi di anni i luminari si sforzano costantemente verso l'inevitabile finale, trasformandosi in bagliori luminosi o cupi buchi neri.

La vita di una stella di qualsiasi tipo è un processo incredibilmente lungo e complesso, accompagnato da fenomeni su scala cosmica. La sua versatilità è semplicemente impossibile da tracciare e studiare completamente, anche utilizzando l'intero arsenale scienza moderna. Ma sulla base della conoscenza unica accumulata ed elaborata durante l'intero periodo di esistenza dell'astronomia terrestre, diventano a nostra disposizione interi strati di informazioni più preziose. Ciò rende possibile collegare la sequenza di episodi del ciclo di vita dei luminari in teorie relativamente coerenti e modellarne lo sviluppo. Quali sono queste fasi?

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Episodio I. Protostelle

Il percorso di vita delle stelle, come tutti gli oggetti del macrocosmo e del microcosmo, inizia con la nascita. Questo evento ha origine nella formazione di una nube incredibilmente grande, all'interno della quale compaiono le prime molecole, per questo la formazione viene detta molecolare. A volte viene utilizzato un altro termine che rivela direttamente l'essenza del processo: la culla delle stelle.

Solo quando in una tale nube, a causa di circostanze insormontabili, avviene una compressione estremamente rapida delle sue particelle costituenti dotate di massa, cioè un collasso gravitazionale, inizia a formarsi una futura stella. La ragione di ciò è un'ondata di energia gravitazionale, parte della quale comprime le molecole di gas e riscalda la nuvola madre. Quindi la trasparenza della formazione inizia gradualmente a scomparire, il che contribuisce a un riscaldamento ancora maggiore e ad un aumento della pressione al suo centro. L'episodio finale della fase protostellare è l'accrescimento di materia che cade sul nucleo, durante il quale la stella nascente cresce e diventa visibile dopo che la pressione della luce emessa spazza letteralmente via tutta la polvere fino alla periferia.

Trova le protostelle nella Nebulosa di Orione!

Questo enorme panorama della Nebulosa di Orione proviene dalle immagini. Questa nebulosa è una delle culle di stelle più grandi e vicine a noi. Prova a trovare le protostelle in questa nebulosa, poiché la risoluzione di questo panorama te lo consente.

Episodio II. Giovani stelle

Fomalhaut, immagine dal catalogo DSS. C'è ancora un disco protoplanetario attorno a questa stella.

La fase o ciclo successivo della vita di una stella è il periodo della sua infanzia cosmica, che, a sua volta, è divisa in tre fasi: giovani stelle di minore (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

Episodio III. Il periodo d'oro della vita di una star

Il sole fotografato nella linea H alfa. La nostra stella è nel suo periodo migliore.

Nel mezzo della loro vita, i luminari cosmici possono avere un'ampia varietà di colori, masse e dimensioni. La tavolozza dei colori varia dalle tonalità bluastre al rosso e la loro massa può essere significativamente inferiore a quella solare o più di trecento volte maggiore. La sequenza principale del ciclo vitale delle stelle dura circa dieci miliardi di anni. Dopo di che il nucleo del corpo cosmico rimane senza idrogeno. Questo momento è considerato la transizione della vita dell'oggetto alla fase successiva. A causa dell'esaurimento delle risorse di idrogeno nel nucleo, le reazioni termonucleari si fermano. Tuttavia, durante il periodo di rinnovata compressione della stella, inizia il collasso, che porta al verificarsi di reazioni termonucleari con la partecipazione dell'elio. Questo processo stimola un'espansione della stella semplicemente incredibile. E ora è considerata una gigante rossa.

Episodio IV. La fine dell'esistenza delle stelle e la loro morte

Le stelle vecchie, come le loro controparti giovani, sono divise in diversi tipi: stelle di piccola massa, medie, supermassicce e. Per quanto riguarda gli oggetti di massa ridotta, è ancora impossibile dire esattamente quali processi si verificano nelle ultime fasi dell'esistenza. Tutti questi fenomeni sono ipoteticamente descritti utilizzando simulazioni al computer e non basati su attente osservazioni degli stessi. Dopo l’esaurimento finale di carbonio e ossigeno, l’involucro atmosferico della stella aumenta e la sua componente gassosa si perde rapidamente. Alla fine del loro percorso evolutivo, le stelle vengono compresse molte volte e la loro densità, al contrario, aumenta in modo significativo. Una stella del genere è considerata una nana bianca. La sua fase vitale è poi seguita da un periodo di supergigante rossa. L'ultima cosa nel ciclo vitale di una stella è la sua trasformazione, a seguito di una fortissima compressione, in una stella di neutroni. Tuttavia, non tutti questi corpi cosmici diventano così. Alcuni, il più delle volte i più grandi in termini di parametri (più di 20-30 masse solari), diventano buchi neri a seguito del collasso.

Fatti interessanti sui cicli di vita delle stelle

Una delle informazioni più peculiari e notevoli della vita stellare dello spazio è che la stragrande maggioranza dei luminari del nostro sono allo stadio di nane rosse. Tali oggetti hanno una massa molto inferiore a quella del Sole.

È anche piuttosto interessante che l’attrazione magnetica delle stelle di neutroni sia miliardi di volte superiore alla radiazione simile della stella terrestre.

Effetto della massa su una stella

Un altro fatto altrettanto interessante è la durata dell'esistenza dei più grandi tipi di stelle conosciuti. Poiché la loro massa può essere centinaia di volte maggiore di quella del sole, anche il loro rilascio di energia è molte volte maggiore, a volte addirittura milioni di volte. Di conseguenza, la loro durata di vita è molto più breve. In alcuni casi, la loro esistenza dura solo pochi milioni di anni, rispetto ai miliardi di anni di vita delle stelle di piccola massa.

Un fatto interessante è anche il contrasto tra buchi neri e nane bianche. È interessante notare che i primi derivano dalle stelle più gigantesche in termini di massa e le seconde, al contrario, dalle più piccole.

Ci sono un numero enorme di fenomeni unici nell'Universo di cui possiamo parlare all'infinito, perché lo spazio è estremamente poco studiato ed esplorato. Tutta la conoscenza umana sulle stelle e sui loro cicli vitali che la scienza moderna possiede deriva principalmente da osservazioni e calcoli teorici. Fenomeni e oggetti così poco studiati forniscono la base per il lavoro costante di migliaia di ricercatori e scienziati: astronomi, fisici, matematici e chimici. Grazie al loro continuo lavoro, queste conoscenze vengono costantemente accumulate, integrate e modificate, diventando così più precise, affidabili e complete.