Ciclo di vita delle stelle. La vita delle stelle

Se da qualche parte nell'Universo si accumula abbastanza materia, viene compressa in una massa densa, in cui inizia una reazione termonucleare. Ecco come si illuminano le stelle. I primi divamparono nell'oscurità del giovane Universo 13,7 miliardi (13,7 * 10 9) anni fa, e del nostro Sole - solo circa 4,5 miliardi di anni fa. La durata della vita di una stella e i processi che si verificano alla fine di questo periodo dipendono dalla massa della stella.

Mentre in una stella continua la reazione termonucleare di conversione dell'idrogeno in elio, essa avviene nella sequenza principale. Il tempo che una stella trascorre nella sequenza principale dipende dalla sua massa: quelle più grandi e pesanti raggiungono rapidamente lo stadio di gigante rossa, per poi abbandonare la sequenza principale a seguito dell'esplosione di una supernova o della formazione di una nana bianca.

Il destino dei giganti

Le stelle più grandi e massicce si bruciano rapidamente ed esplodono come supernove. Dopo l'esplosione di una supernova, rimane una stella di neutroni o un buco nero, e intorno a loro c'è la materia espulsa dall'energia colossale dell'esplosione, che poi diventa materiale per nuove stelle. Dei nostri vicini stellari più vicini, un simile destino attende, ad esempio, Betelgeuse, ma è impossibile calcolare quando esploderà.

Una nebulosa formatasi a seguito dell'espulsione di materia durante l'esplosione di una supernova. Al centro della nebulosa c'è una stella di neutroni.

Una stella di neutroni è un fenomeno fisico spaventoso. Il nucleo di una stella che esplode viene compresso, proprio come il gas in un motore. combustione interna, solo in un modo molto ampio ed efficace: una palla con un diametro di centinaia di migliaia di chilometri si trasforma in una palla da 10 a 20 chilometri di diametro. La forza di compressione è così forte che gli elettroni cadono sui nuclei atomici formando neutroni, da cui il nome.

NASA Stella di neutroni (visione dell'artista)

La densità della materia durante tale compressione aumenta di circa 15 ordini di grandezza e la temperatura sale fino all'incredibile cifra di 10 12 K al centro della stella di neutroni e 1.000.000 di K alla periferia. Parte di questa energia viene emessa sotto forma di radiazione fotonica, mentre una parte viene trasportata via dai neutrini prodotti nel nucleo di una stella di neutroni. Ma anche grazie ad un raffreddamento molto efficiente dei neutrini, una stella di neutroni si raffredda molto lentamente: ci vogliono 10 16 o addirittura 10 22 anni per esaurire completamente la sua energia. Difficile dire cosa resterà al posto della stella di neutroni raffreddata, ed impossibile da osservare: il mondo è troppo giovane per questo. Si presume che al posto della stella raffreddata si formerà nuovamente un buco nero.

I buchi neri nascono dal collasso gravitazionale di oggetti molto massicci, come le esplosioni di supernova. Forse, dopo trilioni di anni, le stelle di neutroni raffreddate si trasformeranno in buchi neri.

Il destino delle stelle di medie dimensioni

Altre stelle meno massicce rimangono nella sequenza principale più a lungo di quelle più grandi, ma una volta che la lasciano muoiono molto più velocemente delle loro parenti neutroniche. Più del 99% delle stelle nell'Universo non esploderà mai e non si trasformerà mai in buchi neri o stelle di neutroni: i loro nuclei sono troppo piccoli per tali drammi cosmici. Invece le stelle peso medio alla fine della loro vita si trasformano in giganti rosse che, a seconda della loro massa, si trasformano in nane bianche, esplodono, dissipandosi completamente, o diventano stelle di neutroni.

Le nane bianche costituiscono oggi dal 3 al 10% della popolazione stellare dell'Universo. La loro temperatura è molto elevata - più di 20.000 K, più di tre volte la temperatura della superficie del Sole - ma comunque inferiore a quella delle stelle di neutroni, sia per la loro temperatura più bassa che per la loro temperatura elevata. area più ampia le nane bianche si raffreddano più velocemente - in 10 14 - 10 15 anni. Ciò significa che nei prossimi 10 trilioni di anni – quando l’universo sarà mille volte più vecchio di adesso – apparirà nell’universo un nuovo tipo di oggetto: una nana nera, un prodotto del raffreddamento di una nana bianca.

Non ci sono ancora nane nere nello spazio. Anche le stelle in raffreddamento più antiche fino ad oggi hanno perso al massimo lo 0,2% della loro energia; per una nana bianca con una temperatura di 20.000 K, ciò significa un raffreddamento fino a 19.960 K.

Per i più piccoli

La scienza sa ancora meno cosa succede quando le stelle più piccole, come la nostra vicina più vicina, la nana rossa Proxima Centauri, si raffreddano rispetto alle supernovae e alle nane nere. La fusione termonucleare nei loro nuclei procede lentamente e rimangono sulla sequenza principale più a lungo di altri - secondo alcuni calcoli, fino a 10 12 anni, dopodiché, presumibilmente, continueranno a vivere come nane bianche, cioè lo faranno brillare per altri 10 14 - 10 15 anni prima di trasformarsi in una nana nera.

Contemplando il limpido cielo notturno lontano dalle luci della città, è facile notare che l'Universo è pieno di stelle. Come è riuscita la natura a creare una miriade di questi oggetti? Infatti, secondo le stime, solo in via Lattea circa 100 miliardi di stelle. Inoltre, le stelle nascono ancora oggi, 10-20 miliardi di anni dopo la formazione dell'Universo. Come si formano le stelle? Quali cambiamenti subisce una stella prima di raggiungere uno stato stazionario come il nostro Sole?

Da un punto di vista fisico, una stella è una palla di gas

Da un punto di vista fisico è una palla di gas. Il calore e la pressione generati nelle reazioni nucleari – principalmente la fusione dell’elio dall’idrogeno – impediscono alla stella di collassare sotto la sua stessa gravità. La vita di questo oggetto relativamente semplice segue uno scenario molto specifico. Innanzitutto, una stella nasce da una nube diffusa di gas interstellare, poi arriva un lungo giorno del giudizio. Ma alla fine, quando tutto combustibile nucleare sarà esaurito, si trasformerà in una nana bianca debolmente luminosa, in una stella di neutroni o in un buco nero.

Questa descrizione può dare l'impressione che un'analisi dettagliata della formazione e delle prime fasi dell'evoluzione stellare non dovrebbe presentare difficoltà significative. Ma l’interazione tra gravità e pressione termica fa sì che le stelle si comportino in modi imprevedibili.
Consideriamo, ad esempio, l'evoluzione della luminosità, cioè la variazione della quantità di energia emessa dalla superficie stellare nell'unità di tempo. La temperatura interna della giovane stella è troppo bassa perché gli atomi di idrogeno possano fondersi insieme, quindi la sua luminosità dovrebbe essere relativamente bassa. Potrebbe aumentare quando iniziano reazioni nucleari, e solo allora potrà gradualmente cadere. Infatti la stella molto giovane è estremamente luminosa. La sua luminosità diminuisce con l'età, raggiungendo un minimo temporaneo durante la combustione dell'idrogeno.

Durante le prime fasi dell'evoluzione, nelle stelle si verificano vari processi fisici.

Nelle prime fasi dell'evoluzione, le stelle subiscono una varietà di processi fisici, alcuni dei quali sono ancora poco conosciuti. Solo negli ultimi due decenni gli astronomi hanno iniziato a costruire un quadro dettagliato dell’evoluzione stellare basato sui progressi della teoria e delle osservazioni.
Le stelle nascono da grandi stelle inosservate. luce visibile nubi situate nei dischi delle galassie a spirale. Gli astronomi chiamano questi oggetti complessi molecolari giganti. Il termine "molecolare" riflette il fatto che il gas nei complessi è costituito principalmente da idrogeno in forma molecolare. Tali nubi sono le formazioni più grandi della Galassia, a volte raggiungono più di 300 anni luce. anni di diametro.

Dopo un'analisi più attenta dell'evoluzione della stella

Un'analisi più attenta rivela che le stelle si formano da condensazioni individuali - zone compatte - in una gigantesca nube molecolare. Gli astronomi hanno studiato le proprietà delle zone compatte utilizzando grandi radiotelescopi, gli unici strumenti in grado di rilevare deboli nubi millimo. Dalle osservazioni di questa radiazione risulta che una tipica zona compatta ha un diametro di diversi mesi luce, una densità di 30.000 molecole di idrogeno per cm^ e una temperatura di 10 Kelvin.
Sulla base di questi valori si è concluso che la pressione del gas nelle zone compatte è tale da poter resistere alla compressione sotto l'influenza delle forze autogravitazionali.

Pertanto, affinché una stella si formi, la zona compatta deve essere compressa da uno stato instabile, e tale che le forze gravitazionali superino la pressione interna del gas.
Non è ancora chiaro come le zone compatte si condensino dalla nuvola molecolare iniziale e acquisiscano uno stato così instabile. Tuttavia, anche prima della scoperta delle zone compatte, gli astrofisici hanno avuto l'opportunità di simulare il processo di formazione stellare. Già negli anni ’60 i teorici utilizzavano simulazioni al computer per determinare il modo in cui le nubi instabili collassano.
Sebbene sia stata utilizzata un'ampia gamma per i calcoli teorici condizioni iniziali, i risultati ottenuti coincidono: in una nuvola troppo instabile, viene compressa prima la parte interna, cioè la sostanza al centro subisce prima la caduta libera, e le regioni periferiche rimangono stabili. A poco a poco, l'area di compressione si espande verso l'esterno, coprendo l'intera nuvola.

Nelle profondità della regione in contrazione inizia l'evoluzione delle stelle

Nelle profondità della regione in contrazione inizia la formazione stellare. Il diametro della stella è solo un secondo luce, cioè un milionesimo del diametro della zona compatta. Per dimensioni così relativamente piccole, il quadro generale della compressione delle nuvole non è significativo e il ruolo principale qui è giocato dalla velocità della materia che cade sulla stella

La velocità con cui la materia cade può variare, ma dipende direttamente dalla temperatura della nuvola. Maggiore è la temperatura, maggiore è la velocità. I calcoli mostrano che una massa pari alla massa del Sole può accumularsi al centro di una zona compatta che collassa per un periodo compreso tra 100mila e 1 milione di anni. Un corpo formato al centro di una nube che collassa è chiamato protostella. Utilizzando simulazioni al computer, gli astronomi hanno sviluppato un modello che descrive la struttura della protostella.
Si è scoperto che il gas in caduta colpisce la superficie della protostella con una forza molto forte ad alta velocità. Pertanto, si forma un potente fronte d'urto (una brusca transizione verso un fronte molto ipertensione). All'interno del fronte d'urto, il gas si riscalda fino a quasi 1 milione di Kelvin, poi durante l'irraggiamento sulla superficie si raffredda rapidamente fino a circa 10.000 K, formando strato dopo strato una protostella.

La presenza di un fronte d'urto spiega l'elevata luminosità delle giovani stelle

La presenza di un fronte d'urto spiega l'elevata luminosità delle giovani stelle. Se la massa del protozoo è pari a quella solare, la sua luminosità può superare quella solare dieci volte. Ma non è causato da reazioni di fusione termonucleare, come nelle stelle normali, ma energia cinetica sostanza acquisita nel campo gravitazionale.
Le protostelle possono essere osservate, ma non con i telescopi ottici convenzionali.
Tutto il gas interstellare, compreso quello da cui si formano le stelle, contiene "polvere", una miscela di particelle solide di dimensioni submicroniche. La radiazione del fronte d'urto si incontra sul suo percorso gran numero queste particelle cadono insieme al gas sulla superficie della protostella.
Le particelle di polvere fredda assorbono i fotoni emessi dal fronte d'urto e li riemettono a lunghezze d'onda maggiori. Questa radiazione a onda lunga viene a sua volta assorbita e poi riemessa da polveri ancora più distanti. Pertanto, mentre un fotone si fa strada attraverso nubi di polvere e gas, la sua lunghezza d'onda finisce nella regione dell'infrarosso dello spettro elettromagnetico. Ma a poche ore luce dalla protostella, la lunghezza d’onda del fotone diventa troppo lunga perché la polvere possa assorbirlo, e può finalmente correre senza ostacoli verso i telescopi terrestri sensibili agli infrarossi.
Nonostante le ampie capacità dei moderni rilevatori, gli astronomi non possono affermare che i telescopi registrino effettivamente la radiazione delle protostelle. Apparentemente sono profondamente nascosti nelle profondità delle zone compatte registrate nella portata radio. L'incertezza nella rilevazione deriva dal fatto che i rivelatori non sono in grado di distinguere una protostella dalle stelle più vecchie immerse nel gas e nella polvere.
Per un'identificazione affidabile, un infrarosso o un radiotelescopio deve rilevare lo spostamento Doppler delle righe di emissione spettrale della protostella. Lo spostamento Doppler rivelerebbe il vero movimento del gas che cade sulla sua superficie.
Non appena, a seguito della caduta della materia, la massa della protostella raggiunge diversi decimi della massa del Sole, la temperatura al centro diventa sufficiente per l'inizio delle reazioni di fusione termonucleare. Tuttavia, le reazioni termonucleari nelle protostelle sono fondamentalmente diverse dalle reazioni nelle stelle di mezza età. La fonte di energia per tali stelle sono le reazioni di fusione termonucleare dell'elio dall'idrogeno.

L’idrogeno è l’elemento chimico più abbondante nell’Universo

L’idrogeno è l’elemento chimico più abbondante nell’Universo. Alla nascita dell'Universo (Big Bang), questo elemento si formò nella sua forma abituale con un nucleo costituito da un protone. Ma due nuclei su 100.000 sono nuclei di deuterio, costituiti da un protone e un neutrone. Questo isotopo dell'idrogeno è presente in era moderna nel gas interstellare da cui entra nelle stelle.
È interessante notare che questa minuscola impurità gioca un ruolo dominante nella vita delle protostelle. La temperatura nelle loro profondità non è sufficiente per le reazioni dell'idrogeno ordinario, che avvengono a 10 milioni di Kelvin. Ma a causa della compressione gravitazionale, la temperatura al centro di una protostella può facilmente raggiungere 1 milione di Kelvin, quando inizia la fusione dei nuclei di deuterio, che rilascia anche un'energia colossale.

L'opacità della materia protostellare è troppo grande

L'opacità della materia protostellare è troppo grande perché questa energia possa essere trasferita mediante trasferimento radiativo. Pertanto, la stella diventa convettivamente instabile: bolle di gas riscaldate dal "fuoco nucleare" galleggiano in superficie. Questi flussi ascendenti sono bilanciati da flussi discendenti di gas freddo verso il centro. Movimenti convettivi simili, ma su scala molto più piccola, avvengono in una stanza con riscaldamento a vapore. In una protostella, i vortici convettivi trasportano il deuterio dalla superficie al suo interno. In questo modo il combustibile necessario per le reazioni termonucleari raggiunge il nucleo della stella.
Nonostante la concentrazione molto bassa di nuclei di deuterio, il calore rilasciato durante la loro fusione ha un forte effetto sulla protostella. La principale conseguenza delle reazioni di combustione del deuterio è il “rigonfiamento” della protostella. A causa dell'efficace trasferimento di calore per convezione derivante dalla “combustione” del deuterio, la protostella aumenta di dimensioni, che dipendono dalla sua massa. Una protostella di una massa solare ha un raggio pari a cinque masse solari. Con una massa pari a tre solari, la protostella si gonfia fino a raggiungere un raggio pari a 10 solari.
La massa di una tipica zona compatta è maggiore della massa della stella che produce. Pertanto, deve esserci un meccanismo che rimuova la massa in eccesso e arresti la caduta della materia. La maggior parte degli astronomi è convinta che il responsabile sia un forte vento stellare che fuoriesce dalla superficie della protostella. Il vento stellare spinge il gas in caduta nella direzione opposta e alla fine disperde la zona compatta.

Idea del vento stellare

L’“idea del vento stellare” non deriva da calcoli teorici. E ai teorici sorpresi sono state fornite prove di questo fenomeno: osservazioni di flussi di gas molecolare che si muovono da fonti di radiazioni infrarosse. Questi flussi sono associati al vento protostellare. La sua origine è uno dei misteri più profondi delle giovani stelle.
Quando la zona compatta si dissolve, viene esposto un oggetto che può essere osservato nel campo ottico: una giovane stella. Come una protostella, ha un'elevata luminosità, determinata più dalla gravità che dalla fusione termonucleare. La pressione all'interno di una stella impedisce un collasso gravitazionale catastrofico. Tuttavia, il calore responsabile di questa pressione viene irradiato dalla superficie della stella, quindi la stella brilla molto intensamente e si contrae lentamente.
Mentre si contrae, la sua temperatura interna aumenta gradualmente e alla fine raggiunge i 10 milioni di Kelvin. Quindi le reazioni di fusione dei nuclei di idrogeno iniziano a formare elio. Il calore generato crea una pressione che impedisce la compressione e la stella brillerà a lungo finché il combustibile nucleare nelle sue profondità non si esaurirà.
Il nostro Sole, una stella tipica, ha impiegato circa 30 milioni di anni per contrarsi dalle dimensioni protostellari a quelle moderne. Grazie al calore sprigionato durante le reazioni termonucleari, mantiene queste dimensioni per circa 5 miliardi di anni.
Ecco come nascono le stelle. Ma nonostante i successi così evidenti degli scienziati, che ci hanno permesso di apprendere uno dei tanti segreti dell'universo, ce ne sono molti altri proprietà conosciute le giovani stelle non sono ancora del tutto comprese. Ciò si riferisce alla loro variabilità irregolare, al colossale vento stellare e ai bagliori luminosi inaspettati. Non ci sono ancora risposte certe a queste domande. Ma questi problemi irrisolti devono essere considerati come interruzioni di una catena, i cui anelli principali sono già stati saldati insieme. E potremo chiudere questa catena e completare la biografia delle giovani stelle se troviamo la chiave creata dalla natura stessa. E questa chiave lampeggia nel cielo limpido sopra di noi.

È nata una stella video:

L'evoluzione delle stelle è il cambiamento nel tempo. caratteristiche fisiche, struttura interna E Composizione chimica stelle La moderna teoria dell'evoluzione stellare è in grado di spiegare il corso generale dello sviluppo stellare in accordo soddisfacente con i dati delle osservazioni astronomiche. Il corso dell'evoluzione di una stella dipende dalla sua massa e dalla composizione chimica iniziale. Le stelle della prima generazione erano formate da materia, la cui composizione era determinata dalle condizioni cosmologiche (circa il 70% di idrogeno, il 30% di elio, una insignificante miscela di deuterio e litio). Durante l'evoluzione delle stelle di prima generazione si formarono elementi pesanti 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 il 3-4% di elementi pesanti.

La nascita di una stella è la formazione di un oggetto la cui radiazione è sostenuta dalle proprie fonti di energia. Il processo di formazione stellare continua continuamente e continua ancora oggi.

Per spiegare la struttura del megamondo, la più importante è l'interazione gravitazionale. Nelle nebulose di gas e polvere, sotto l'influenza delle forze gravitazionali, si formano disomogeneità instabili, a causa delle quali la materia diffusa si scompone in una serie di condensazioni. Se tali condensazioni persistono abbastanza a lungo, col tempo si trasformano in stelle. È importante notare che il processo di nascita non è di una singola stella, ma di associazioni stellari. I corpi gassosi risultanti sono attratti l'uno dall'altro, ma non necessariamente si combinano in un unico corpo enorme. Di solito iniziano a ruotare l'uno rispetto all'altro e le forze centrifughe di questo movimento contrastano le forze attrattive che portano ad un'ulteriore concentrazione.

Le stelle giovani sono quelle che sono ancora nella fase di compressione gravitazionale iniziale. La temperatura al centro di tali stelle non è ancora sufficiente affinché avvengano le reazioni termonucleari. Il bagliore delle stelle si verifica solo a causa della conversione dell'energia gravitazionale in calore. La compressione gravitazionale è il primo stadio nell'evoluzione delle stelle. Ciò porta al riscaldamento della zona centrale della stella alla temperatura alla quale inizia la reazione termonucleare (10 – 15 milioni di K) – la trasformazione dell’idrogeno in elio.

L'enorme energia emessa dalle stelle è generata a seguito di processi nucleari che avvengono all'interno delle stelle. L'energia generata all'interno di una stella le permette di emettere luce e calore per milioni e miliardi di anni. Per la prima volta, l'ipotesi che la fonte dell'energia stellare siano le reazioni termonucleari della sintesi dell'elio dall'idrogeno fu avanzata nel 1920 dall'astrofisico inglese A.S. All'interno delle stelle sono possibili due tipi di reazioni termonucleari che coinvolgono l'idrogeno, chiamate cicli dell'idrogeno (protone-protone) e del carbonio (carbonio-azoto). Nel primo caso è necessario solo l'idrogeno perché avvenga la reazione; nel secondo è necessaria anche la presenza del carbonio che funge da catalizzatore. Il materiale di partenza sono i protoni, dai quali si formano i nuclei di elio a seguito della fusione nucleare.

Poiché la trasformazione di quattro protoni in un nucleo di elio produce due neutrini, ogni secondo nelle profondità del Sole vengono generati 1,8∙10 38 neutrini. I neutrini interagiscono debolmente con la materia e hanno un grande potere di penetrazione. Dopo aver attraversato un enorme spessore di materia solare, i neutrini conservano tutte le informazioni che hanno ricevuto nelle reazioni termonucleari nelle profondità del Sole. La densità del flusso dei neutrini solari che cadono sulla superficie terrestre è 6,6∙10 10 neutrini per 1 cm 2 per 1 s. Misurare il flusso di neutrini che cadono sulla Terra permette di giudicare i processi che avvengono all'interno del Sole.

Pertanto, la fonte di energia per la maggior parte delle stelle sono le reazioni termonucleari dell'idrogeno nella zona centrale della stella. Come risultato di una reazione termonucleare, si verifica un flusso di energia verso l'esterno sotto forma di radiazione in un'ampia gamma di frequenze (lunghezze d'onda). L'interazione tra radiazione e materia determina uno stato stabile di equilibrio: la pressione della radiazione verso l'esterno è bilanciata dalla pressione di gravità. L'ulteriore contrazione della stella si interrompe finché al centro viene prodotta una quantità sufficiente di energia. Questo stato è abbastanza stabile e la dimensione della stella rimane costante. L'idrogeno è il principale componente materia cosmica e il tipo più importante di combustibile nucleare. Le riserve di idrogeno della stella durano miliardi di anni. Questo spiega perché le stelle sono così stabili a lungo. Fino a quando tutto l'idrogeno nella zona centrale non si esaurisce, le proprietà della stella cambiano poco.

Il campo di esaurimento dell'idrogeno nella zona centrale della stella forma un nucleo di elio. Le reazioni dell'idrogeno continuano a verificarsi, ma solo in uno strato sottile vicino alla superficie del nucleo. Le reazioni nucleari si spostano verso la periferia della stella. La struttura della stella in questa fase è descritta da modelli con una fonte di energia stratificata. Il nucleo bruciato inizia a restringersi e il guscio esterno inizia ad espandersi. Il guscio si gonfia fino a raggiungere dimensioni colossali, la temperatura esterna diventa bassa. La stella entra nella fase di gigante rossa. Da questo momento in poi, la vita della star inizia a declinare. Le giganti rosse sono diverse basse temperature e grandi dimensioni (da 10 a 1000 R c). La densità media della sostanza in essi contenuta non raggiunge 0,001 g/cm 3 . La loro luminosità è centinaia di volte superiore a quella del Sole, ma la temperatura è molto più bassa (circa 3000 - 4000 K).

Si ritiene che il nostro Sole, durante la transizione allo stadio di gigante rossa, possa aumentare così tanto da riempire l'orbita di Mercurio. È vero, il Sole diventerà una gigante rossa tra 8 miliardi di anni.

La gigante rossa è caratterizzata da temperature esterne basse, ma temperature interne molto elevate. Man mano che aumenta, nelle reazioni termonucleari vengono inclusi nuclei sempre più pesanti. A una temperatura di 150 milioni di K iniziano le reazioni dell'elio, che non sono solo una fonte di energia, ma durante esse viene effettuata la sintesi di elementi chimici più pesanti. Dopo la formazione del carbonio nel nucleo di elio di una stella, sono possibili le seguenti reazioni:

Va notato che la sintesi del successivo nucleo più pesante richiede energie sempre più elevate. Nel momento in cui si forma il magnesio, tutto l'elio nel nucleo della stella è esaurito e, affinché siano possibili ulteriori reazioni nucleari, la stella deve contrarsi nuovamente e la sua temperatura aumentare. Tuttavia, ciò non è possibile per tutte le stelle, solo per quelle grandi la cui massa supera la massa del Sole di oltre 1,4 volte (il cosiddetto limite di Chandrasekhar). Nelle stelle di massa inferiore, le reazioni terminano nella fase di formazione del magnesio. Nelle stelle la cui massa supera il limite di Chandrasekhar, a causa della compressione gravitazionale, la temperatura sale a 2 miliardi di gradi, le reazioni continuano, formando elementi più pesanti, fino al ferro. Gli elementi più pesanti del ferro si formano quando le stelle esplodono.

A causa dell'aumento della pressione, delle pulsazioni e di altri processi, la gigante rossa perde continuamente materia, che viene espulsa nello spazio interstellare sotto forma di vento stellare. Quando le fonti interne di energia termonucleare sono completamente esaurite, ulteriore destino di una stella dipende dalla sua massa.

Con una massa inferiore a 1,4 masse solari, la stella entra in uno stato stazionario con una densità molto elevata (centinaia di tonnellate per 1 cm 3). Tali stelle sono chiamate nane bianche. Nel processo di trasformazione di una gigante rossa in una nana bianca, una razza può perdere i suoi strati esterni come un guscio leggero, esponendo il nucleo. Il guscio di gas brilla intensamente sotto l'influenza della potente radiazione della stella. Ecco come si formano le nebulose planetarie. Ad alte densità di materia all'interno di una nana bianca gusci di elettroni gli atomi vengono distrutti e la materia della stella è un plasma elettrone-nucleare e la sua componente elettronica è un gas di elettroni degenere. Le nane bianche si trovano in uno stato di equilibrio dovuto all'uguaglianza delle forze tra la gravità (fattore di compressione) e la pressione del gas degenere nelle viscere della stella (fattore di espansione). Le nane bianche possono esistere per miliardi di anni.

Le riserve termiche della stella si stanno gradualmente esaurendo, la stella si sta lentamente raffreddando, il che è accompagnato da espulsioni dell'involucro stellare nello spazio interstellare. La stella cambia gradualmente il suo colore dal bianco al giallo, poi al rosso, e infine smette di emettere, diventando un piccolo oggetto senza vita, una stella morta e fredda, le cui dimensioni sono inferiori a quelle della Terra e la sua massa è paragonabile alla massa del Sole. La densità di una stella del genere è miliardi di volte maggiore della densità dell'acqua. Tali stelle sono chiamate nane nere. È così che la maggior parte delle stelle conclude la propria esistenza.

Quando la massa della stella è superiore a 1,4 masse solari, lo stato stazionario della stella è nullo fonti interne l'energia diventa impossibile, perché la pressione all'interno della stella non può bilanciare la forza di gravità. Inizia il collasso gravitazionale: compressione della materia verso il centro della stella sotto l'influenza delle forze gravitazionali.

Se la repulsione delle particelle e altri motivi fermano il collasso, si verifica una potente esplosione ─ un'esplosione di supernova con l'espulsione di una parte significativa della materia nello spazio circostante e la formazione di nebulose di gas. Il nome fu proposto da F. Zwicky nel 1934. L'esplosione di una supernova è uno degli stadi intermedi nell'evoluzione delle stelle prima della loro trasformazione in nane bianche, stelle di neutroni o buchi neri. Durante un'esplosione, l'energia viene rilasciata nella quantità di 10 43 ─ 10 44 J con una potenza di radiazione di 10 34 W. In questo caso, la luminosità della stella aumenta di decine di magnitudini in pochi giorni. La luminosità di una supernova può superare la luminosità dell'intera galassia in cui è esplosa.

La nebulosa gassosa formatasi durante l'esplosione di una supernova è costituita in parte da elementi espulsi dall'esplosione. strati superiori stelle, e in parte da materia interstellare, compattata e riscaldata dai prodotti di dispersione dell'esplosione. La nebulosa di gas più famosa è la Nebulosa del Granchio nella costellazione del Toro, un residuo della supernova del 1054. I giovani resti di supernova si stanno espandendo a velocità di 10-20 mila km/s. La collisione del guscio in espansione con il gas interstellare stazionario genera un'onda d'urto in cui il gas viene riscaldato a milioni di Kelvin e diventa una fonte di radiazioni a raggi X. La propagazione di un'onda d'urto in un gas porta alla comparsa di particelle cariche velocemente (raggi cosmici) che, muovendosi in un campo magnetico interstellare compresso potenziato dalla stessa onda, emettono radiazioni nella gamma radio.

Gli astronomi registrarono esplosioni di supernova nel 1054, 1572, 1604. Nel 1885 fu osservata una supernova nella nebulosa di Andromeda. La sua brillantezza ha superato la brillantezza dell'intera Galassia e si è rivelata 4 miliardi di volte più intensa della brillantezza del Sole.

Nel 1980 erano state scoperte più di 500 esplosioni di supernova, ma nella nostra Galassia non ne era stata osservata nemmeno una. Gli astrofisici hanno calcolato che nella nostra Galassia le supernove esplodono con un periodo di 10 milioni di anni nelle immediate vicinanze del Sole. In media, nella Metagalassia si verifica un'esplosione di supernova ogni 30 anni.

Dosi radiazione cosmica sulla Terra può superare livello normale 7000 volte. Ciò porterà a gravi mutazioni negli organismi viventi sul nostro pianeta. Alcuni scienziati spiegano in questo modo la morte improvvisa dei dinosauri.

Parte della massa di una supernova che esplode può rimanere sotto forma di un corpo superdenso: una stella di neutroni o un buco nero. La massa delle stelle di neutroni è (1,4 – 3) M s, il diametro è di circa 10 km. La densità di una stella di neutroni è molto alta, superiore alla densità dei nuclei atomici ─ 10 15 g/cm 3 . Con l'aumento della compressione e della pressione, diventa possibile la reazione di assorbimento degli elettroni da parte dei protoni Di conseguenza, tutta la materia della stella sarà costituita da neutroni. La neutronizzazione di una stella è accompagnata da una potente esplosione di radiazioni di neutrini. Durante l'esplosione della supernova SN1987A, la durata dell'esplosione di neutrini è stata di 10 s e l'energia portata via da tutti i neutrini ha raggiunto 3∙10 46 J. La temperatura della stella di neutroni raggiunge 1 miliardo di K. Le stelle di neutroni si raffreddano molto rapidamente, la loro luminosità si indebolisce. Ma emettono intensamente onde radio in un cono stretto nella direzione dell'asse magnetico. Le stelle il cui asse magnetico non coincide con l'asse di rotazione sono caratterizzate da emissione radio sotto forma di impulsi ripetuti. Ecco perché le stelle di neutroni sono chiamate pulsar. Le prime pulsar furono scoperte nel 1967. La frequenza delle pulsazioni di radiazione, determinata dalla velocità di rotazione della pulsar, va da 2 a 200 Hz, il che indica le loro piccole dimensioni. Ad esempio, la pulsar nella Nebulosa del Granchio ha un periodo di emissione di impulsi di 0,03 s. Attualmente si conoscono centinaia di stelle di neutroni. Una stella di neutroni può apparire come risultato del cosiddetto “collasso silenzioso”. Se una nana bianca entra in un sistema binario di stelle vicine, il fenomeno dell'accrescimento si verifica quando la materia della stella vicina fluisce sulla nana bianca. La massa della nana bianca cresce e ad un certo punto supera il limite di Chandrasekhar. Una nana bianca si trasforma in una stella di neutroni.

Se la massa finale della nana bianca supera le 3 masse solari, lo stato degenere del neutrone è instabile e la contrazione gravitazionale continua fino alla formazione di un oggetto chiamato buco nero. Il termine "buco nero" è stato introdotto da J. Wheeler nel 1968. Tuttavia, l'idea di tali oggetti è nata diversi secoli prima, dopo la scoperta della legge da parte di I. Newton nel 1687 gravità universale. Nel 1783, J. Mitchell suggerì che in natura dovrebbero esistere stelle oscure, il cui campo gravitazionale è così forte che la luce non può sfuggire da esse. Nel 1798 la stessa idea fu espressa da P. Laplace. Nel 1916, il fisico Schwarzschild, risolvendo le equazioni di Einstein, giunse alla conclusione sulla possibilità dell'esistenza di oggetti con proprietà insolite, in seguito chiamati buchi neri. Un buco nero è una regione dello spazio in cui il campo gravitazionale è così forte che la seconda velocità cosmica per i corpi che si trovano in questa regione deve superare la velocità della luce, cioè Niente può uscire da un buco nero: né particelle né radiazioni. Secondo la teoria della relatività generale, la dimensione caratteristica di un buco nero è determinata dal raggio gravitazionale: R g =2GM/c 2, dove M è la massa dell'oggetto, c è la velocità della luce nel vuoto, G è la costante gravitazionale. Il raggio gravitazionale della Terra è di 9 mm, il Sole è di 3 km. Il confine della regione oltre la quale la luce non fuoriesce è chiamato orizzonte degli eventi di un buco nero. I buchi neri rotanti hanno un raggio dell'orizzonte degli eventi inferiore al raggio gravitazionale. Di particolare interesse è la possibilità che un buco nero catturi corpi provenienti dall'infinito.

La teoria ammette l'esistenza di buchi neri con una massa di 3-50 masse solari, formati nelle ultime fasi dell'evoluzione di stelle massicce con una massa superiore a 3 masse solari, buchi neri supermassicci nei nuclei di galassie che pesano milioni e miliardi di masse solari, buchi neri primari (relitti) formati nelle prime fasi dell'evoluzione dell'Universo. Buchi neri relitti che pesano più di 10 15 g (la massa di una montagna media sulla Terra) dovrebbero essere sopravvissuti fino ad oggi grazie al meccanismo di evaporazione quantistica dei buchi neri proposto da S.W Hawking.

Gli astronomi rilevano i buchi neri grazie alla loro potente radiazione di raggi X. Un esempio di questo tipo di stella è la potente sorgente di raggi X Cygnus X-1, la cui massa supera i 10 M s. I buchi neri si trovano spesso nelle binarie a raggi X sistemi stellari. In tali sistemi sono già stati scoperti dozzine di buchi neri di massa stellare (m buchi neri = 4-15 M s). Sulla base degli effetti della lente gravitazionale, sono stati scoperti diversi buchi neri singoli di massa stellare (m buchi neri = 6-8 M s). Nel caso di una stella binaria stretta, si osserva il fenomeno dell'accrescimento: il flusso di plasma dalla superficie una stella normale sotto l'influenza delle forze gravitazionali su un buco nero. La materia che fluisce in un buco nero ha momento angolare. Pertanto, il plasma forma un disco rotante attorno al buco nero. La temperatura del gas in questo disco rotante può raggiungere i 10 milioni di gradi. A questa temperatura il gas emette raggi X. Questa radiazione può essere utilizzata per determinare la presenza di un buco nero in una determinata posizione.

Di particolare interesse sono i buchi neri supermassicci nei nuclei delle galassie. Sulla base dello studio dell'immagine a raggi X del centro della nostra Galassia, ottenuta utilizzando il satellite CHANDRA, è stata stabilita la presenza di un buco nero supermassiccio, la cui massa è 4 milioni di volte la massa del Sole. Come risultato di recenti ricerche, gli astronomi americani hanno scoperto un buco nero superpesante unico situato al centro di una galassia molto distante, la cui massa è 10 miliardi di volte la massa del Sole. Per raggiungere dimensioni e densità così inimmaginabilmente enormi, il buco nero deve essersi formato nel corso di molti miliardi di anni, attirando e assorbendo continuamente materia. Gli scienziati stimano la sua età a 12,7 miliardi di anni, vale a dire cominciò a formarsi circa un miliardo di anni dopo Big Bang. Ad oggi sono stati scoperti più di 250 buchi neri supermassicci nei nuclei delle galassie (m buchi neri = (10 6 – 10 9) M s).

Strettamente legata all’evoluzione delle stelle è la questione dell’origine degli elementi chimici. Se l'idrogeno e l'elio sono elementi rimasti dalle prime fasi dell'evoluzione dell'Universo in espansione, allora gli elementi chimici più pesanti potrebbero formarsi solo nelle profondità delle stelle durante le reazioni termonucleari. All'interno delle stelle, le reazioni termonucleari possono produrre fino a 30 elementi chimici (ferro compreso).

A modo mio condizione fisica Le stelle possono essere divise in normali e degenerate. I primi sono costituiti principalmente da materia a bassa densità; nelle loro profondità avvengono reazioni di fusione termonucleare; Le stelle degenerate includono le nane bianche e le stelle di neutroni; rappresentano lo stadio finale dell'evoluzione stellare. Le reazioni di fusione in essi sono terminate e l'equilibrio è mantenuto dagli effetti quantomeccanici dei fermioni degeneri: elettroni nelle nane bianche e neutroni nelle nane bianche stelle di neutroni. Le nane bianche, le stelle di neutroni e i buchi neri sono collettivamente chiamati “resti compatti”.

Alla fine dell'evoluzione, a seconda della massa, la stella esplode o scarica più silenziosamente la materia già arricchita di pesante elementi chimici. In questo caso si formano gli elementi rimanenti tavola periodica. Le stelle delle generazioni successive sono formate dal mezzo interstellare arricchito di elementi pesanti. Ad esempio, il Sole è una stella di seconda generazione, formata da materia che è già stata nelle viscere delle stelle e si è arricchita di elementi pesanti. Pertanto, l'età delle stelle può essere giudicata dalla loro composizione chimica, determinata mediante analisi spettrale.

Evoluzione di stelle di massa diversa

Gli astronomi non possono osservare la vita di una singola stella dall'inizio alla fine, perché anche le stelle dalla vita più breve esistono per milioni di anni - vita più lunga di tutta l'umanità. Cambiamenti nelle caratteristiche fisiche e nella composizione chimica delle stelle nel tempo, ad es. Gli astronomi studiano l'evoluzione stellare confrontando le caratteristiche di molte stelle in diversi stadi di evoluzione.

I modelli fisici che collegano le caratteristiche osservate delle stelle si riflettono nel diagramma colore-luminosità - il diagramma Hertzsprung - Russell, sul quale le stelle formano gruppi separati - sequenze: la sequenza principale di stelle, sequenze di supergiganti, giganti luminose e deboli, subgiganti, subnane e nane bianche.

Per gran parte della sua vita, ogni stella si trova nella cosiddetta sequenza principale del diagramma colore-luminosità. Tutte le altre fasi dell'evoluzione della stella prima della formazione di un resto compatto non richiedono più del 10% di questo tempo. Questo è il motivo per cui la maggior parte delle stelle osservate nella nostra Galassia sono modeste nane rosse con massa pari o inferiore a quella del Sole. La sequenza principale contiene circa il 90% di tutte le stelle osservate.

La durata della vita di una stella e ciò in cui si trasforma alla fine della sua vita è interamente determinata dalla sua massa. Le stelle con massa maggiore del Sole vivono molto meno del Sole e la durata della vita delle stelle più massicce è di soli milioni di anni. Per la stragrande maggioranza delle stelle, la durata della vita è di circa 15 miliardi di anni. Dopo che una stella esaurisce le sue fonti di energia, inizia a raffreddarsi e contrarsi. Il prodotto finale dell'evoluzione stellare sono oggetti compatti e massicci la cui densità è molte volte maggiore di quella delle stelle ordinarie.

Stelle masse diverse alla fine arrivano a uno dei tre stati: nane bianche, stelle di neutroni o buchi neri. Se la massa della stella è piccola, le forze gravitazionali sono relativamente deboli e la compressione della stella (collasso gravitazionale) si interrompe. Passa allo stato stabile di nana bianca. Se la massa supera un valore critico, la compressione continua. A densità molto elevate, gli elettroni si combinano con i protoni per formare neutroni. Ben presto, quasi tutta la stella è composta solo da neutroni e ha una densità così enorme che l'enorme massa stellare si concentra in una sfera molto piccola con un raggio di diversi chilometri e la compressione si arresta: si forma una stella di neutroni. Se la massa della stella è così grande che nemmeno la formazione di una stella di neutroni può fermare il collasso gravitazionale, allora lo stadio finale dell’evoluzione della stella sarà un buco nero.

L'evoluzione stellare in astronomia è 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. In periodi di tempo così enormi, i cambiamenti sono piuttosto significativi.

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 cm 3 . Una nube molecolare ha una densità di circa un milione di molecole per cm 3 . La massa di una tale nube 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.

L'evoluzione di una stella inizia in una gigantesca nube molecolare, chiamata anche culla stellare.

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. Anche un fattore critico potrebbe essere l’esplosione di una supernova vicina, onda d'urto che si scontrerà con una 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 innescare il processo di formazione stellare.

eventuali disomogeneità nelle forze che agiscono sulla massa della nube possono innescare il processo di formazione stellare.

Durante questo processo, le disomogeneità della nube molecolare si comprimeranno sotto l'influenza della propria gravità e assumeranno gradualmente la forma di una palla. Quando viene compressa, l'energia gravitazionale 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.

Le fasi successive dell'evoluzione di una stella dipendono quasi interamente dalla sua massa e solo alla fine dell'evoluzione di una stella la sua composizione chimica può svolgere un ruolo.

La prima fase della vita di una stella è simile a quella del Sole: 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, finché le riserve di carburante nel suo nucleo non si esauriscono. 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 periferia del nucleo.

Le nane rosse piccole e fredde bruciano lentamente le loro riserve di idrogeno e rimangono nella sequenza principale per decine di miliardi di anni, mentre le supergiganti massicce lasciano la sequenza principale entro poche decine di milioni (e alcune solo pochi milioni) di anni dopo la formazione.

Al momento non si sa con certezza cosa succede alle stelle leggere una volta esaurita la riserva di idrogeno nei loro nuclei. Dato che l’universo ha 13,8 miliardi di anni, un periodo non sufficiente perché queste stelle rimangano senza idrogeno, teorie moderne si basano sulla modellizzazione computerizzata dei processi che avvengono in tali stelle.

Secondo i concetti teorici, alcune stelle leggere, perdendo la loro materia (vento stellare), evaporeranno gradualmente, diventando sempre più piccole. Altre, le nane rosse, si raffredderanno lentamente nel corso di miliardi di anni continuando a emettere deboli emissioni nella gamma degli infrarossi e delle microonde dello spettro elettromagnetico.

Le stelle di medie dimensioni come il Sole rimangono nella sequenza principale per una media di 10 miliardi di anni.

Si ritiene che il Sole sia ancora su di esso poiché è nel mezzo del suo ciclo di vita. Una volta che una stella esaurisce l’idrogeno nel suo nucleo, lascia la sequenza principale.

Una volta che una stella esaurisce l’idrogeno nel suo nucleo, lascia la sequenza principale.

Senza la pressione che si è creata durante le reazioni termonucleari e che ha bilanciato la gravità interna, la stella ricomincia a restringersi, come aveva fatto in precedenza durante il processo di formazione.

La temperatura e la pressione aumentano nuovamente, ma, a differenza dello stadio protostellare, a un livello molto più elevato.

Il collasso continua finché, ad una temperatura di circa 100 milioni di K, iniziano le reazioni termonucleari che coinvolgono l'elio, durante le quali l'elio viene convertito in elementi più pesanti (elio in carbonio, carbonio in ossigeno, ossigeno in silicio e infine silicio in ferro).

Il collasso continua finché le reazioni termonucleari che coinvolgono l'elio iniziano ad una temperatura di circa 100 milioni di K

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.

La stella diventa una gigante rossa e la fase di combustione dell'elio dura circa diversi milioni di anni.

Ciò che accadrà dopo dipende anche dalla massa della stella.

Alle stelle taglia media la reazione di combustione termonucleare dell'elio può portare al rilascio esplosivo degli strati esterni della stella con la formazione di nebulosa planetaria. Il nucleo della stella, in cui si fermano le reazioni termonucleari, si raffredda e si trasforma in una nana bianca di elio, di solito con una massa fino a 0,5-0,6 masse solari e un diametro nell'ordine del diametro della Terra.

Per le stelle massicce e supermassicce (con una massa pari o superiore a cinque masse solari), i processi che si verificano nel loro nucleo con l'aumento della compressione gravitazionale portano a un'esplosione supernova con il rilascio di un'enorme energia. L'esplosione è accompagnata dall'espulsione di una massa significativa di materia stellare nello spazio interstellare. Questa sostanza partecipa successivamente alla formazione di nuove stelle, pianeti o satelliti. È grazie alle supernove che l’Universo nel suo insieme, e ogni galassia in particolare, evolve chimicamente. Il nucleo stellare rimasto dopo l'esplosione potrebbe finire per evolversi come una stella di neutroni (pulsar) se la massa della stella allo stadio finale supera il limite di Chandrasekhar (1,44 masse solari), o come un buco nero se la massa della stella supera il limite di Oppenheimer-Volkoff (valori stimati di 2,5-3 masse solari).

Il processo di evoluzione stellare nell'Universo è continuo e ciclico: le vecchie stelle svaniscono e nuove si accendono per sostituirle.

Secondo moderno idee scientifiche, dalla materia stellare si formarono gli elementi necessari all'emergere dei pianeti e alla vita sulla Terra. Sebbene non esista un unico punto di vista generalmente accettato su come sia nata la vita.