Qual è il processo di evoluzione di stelle di masse diverse. Come muoiono le stelle

Ognuno di noi ha guardato il cielo stellato almeno una volta nella vita. Qualcuno ha guardato questa bellezza, provando sentimenti romantici, un altro ha cercato di capire da dove viene tutta questa bellezza. La vita nello spazio, a differenza della vita sul nostro pianeta, scorre a una velocità diversa. Tempo dentro spazio esterno vive in categorie proprie, le distanze e le dimensioni dell'Universo sono colossali. Raramente pensiamo al fatto che l'evoluzione delle galassie e delle stelle avviene costantemente davanti ai nostri occhi. Ogni oggetto nello spazio infinito è una conseguenza di un certo processi fisici. Le galassie, le stelle e persino i pianeti hanno fasi principali di sviluppo.

Il nostro pianeta e noi tutti dipendiamo dalla nostra stella. Per quanto tempo il Sole ci delizierà con il suo calore, infondendo vita nel Sistema Solare? Cosa ci aspetta nel futuro dopo milioni e miliardi di anni? A questo proposito, è interessante saperne di più sulle fasi dell'evoluzione degli oggetti astronomici, da dove provengono le stelle e come finisce la vita di questi meravigliosi luminari nel cielo notturno.

Origine, nascita ed evoluzione delle stelle

L'evoluzione delle stelle e dei pianeti che popolano la nostra galassia via Lattea e l'intero Universo, per la maggior parte ben studiato. Nello spazio, le leggi della fisica sono irremovibili e aiutano a comprendere l'origine degli oggetti spaziali. In questo caso è consuetudine fare affidamento sulla teoria del Big Bang, che oggi è la dottrina dominante sul processo di origine dell'Universo. L'evento che ha scosso l'universo e ha portato alla formazione dell'universo è, per gli standard cosmici, fulmineo. Per il cosmo gli istanti passano dalla nascita di una stella alla sua morte. Le grandi distanze creano l'illusione della costanza dell'Universo. Una stella che brilla in lontananza brilla su di noi per miliardi di anni, momento in cui potrebbe non esistere più.

La teoria dell'evoluzione della galassia e delle stelle è uno sviluppo della teoria del Big Bang. La dottrina della nascita delle stelle e dell'emergenza sistemi stellari differisce nella scala di ciò che sta accadendo e nel periodo di tempo che, a differenza dell'Universo nel suo insieme, può essere osservato mezzi moderni scienza.

Quando studi il ciclo di vita delle stelle, puoi usare l'esempio della stella più vicina a noi. Il Sole è una delle centinaia di trilioni di stelle nel nostro campo visivo. Inoltre, la distanza tra la Terra e il Sole (150 milioni di km) offre un'opportunità unica per studiare l'oggetto senza allontanarsi sistema solare. Le informazioni ottenute permetteranno di comprendere nel dettaglio come sono strutturate le altre stelle, quanto velocemente si esauriscono queste gigantesche fonti di calore, quali sono le fasi di sviluppo stellare e quale sarà il finale di questo vita brillante- silenzioso e fioco o scintillante, esplosivo.

Dopo il Big Bang, minuscole particelle formarono nubi interstellari, che divennero l’“ospedale di maternità” per trilioni di stelle. È caratteristico che tutte le stelle siano nate contemporaneamente come risultato della compressione e dell'espansione. La compressione nelle nubi del gas cosmico si è verificata sotto l'influenza della propria gravità e di processi simili nelle nuove stelle nelle vicinanze. L'espansione è avvenuta a causa della pressione interna del gas interstellare e sotto l'influenza dei campi magnetici all'interno della nube di gas. Allo stesso tempo, la nuvola ruotava liberamente attorno al suo centro di massa.

Le nubi di gas formatesi dopo l'esplosione sono costituite per il 98% da idrogeno atomico e molecolare ed elio. Solo il 2% di questo massiccio è costituito da polvere e particelle solide microscopiche. In precedenza si credeva che al centro di ogni stella si trovasse un nucleo di ferro, riscaldato ad una temperatura di un milione di gradi. Era questo aspetto che spiegava la massa gigantesca della stella.

Nell'opposizione delle forze fisiche prevalgono le forze di compressione, poiché la luce risultante dal rilascio di energia non penetra nella nube di gas. La luce, insieme a parte dell'energia rilasciata, si diffonde verso l'esterno, creando una temperatura inferiore allo zero e una zona all'interno del denso accumulo di gas bassa pressione. Essendo in questo stato, il gas cosmico si contrae rapidamente, l'influenza delle forze di attrazione gravitazionale porta al fatto che le particelle iniziano a formare materia stellare. Quando una raccolta di gas è densa, l’intensa compressione provoca la formazione di un ammasso stellare. Quando la dimensione della nube di gas è piccola, la compressione porta alla formazione di un'unica stella.

Una breve descrizione di ciò che sta accadendo è che la futura stella attraversa due fasi: compressione rapida e lenta allo stato di una protostella. In un linguaggio semplice e comprensibile, la compressione rapida è la caduta della materia stellare verso il centro della protostella. La compressione lenta avviene sullo sfondo del centro formato della protostella. Nel corso delle successive centinaia di migliaia di anni, la nuova formazione si riduce di dimensioni e la sua densità aumenta milioni di volte. A poco a poco, la protostella diventa opaca a causa dell'elevata densità della materia stellare e la compressione continua innesca il meccanismo delle reazioni interne. Un aumento della pressione interna e della temperatura porta alla formazione di una futura stella proprio centro gravità.

La protostella rimane in questo stato per milioni di anni, cedendo lentamente calore e restringendosi gradualmente, diminuendo di dimensioni. Di conseguenza, emergono i contorni della nuova stella e la densità della sua materia diventa paragonabile alla densità dell'acqua.

In media, la densità della nostra stella è di 1,4 kg/cm3, quasi la stessa densità dell'acqua salata del Mar Morto. Al centro il Sole ha una densità di 100 kg/cm3. La materia stellare non è allo stato liquido, ma esiste sotto forma di plasma.

Sotto l'influenza di un'enorme pressione e di una temperatura di circa 100 milioni di K, iniziano le reazioni termonucleari del ciclo dell'idrogeno. La compressione cessa, la massa dell'oggetto aumenta quando l'energia gravitazionale si trasforma in combustione termonucleare dell'idrogeno. Da questo momento in poi la nuova stella, emettendo energia, inizia a perdere massa.

La versione sopra descritta della formazione stellare è solo un diagramma primitivo che descrive lo stadio iniziale dell'evoluzione e della nascita di una stella. Oggi tali processi nella nostra galassia e in tutto l'Universo sono praticamente invisibili a causa dell'intenso esaurimento del materiale stellare. Nell'intera storia cosciente delle osservazioni della nostra Galassia, sono state notate solo apparizioni isolate di nuove stelle. Sulla scala dell'Universo, questa cifra può essere aumentata centinaia e migliaia di volte.

Per gran parte della loro vita, le protostelle sono nascoste all'occhio umano da un guscio polveroso. La radiazione proveniente dal nucleo può essere osservata solo nell'infrarosso, che è l'unico modo per vedere la nascita di una stella. Ad esempio, nella Nebulosa di Orione nel 1967, gli astrofisici hanno scoperto nella gamma degli infrarossi nuova stella, la cui temperatura di radiazione era di 700 gradi Kelvin. Successivamente, si è scoperto che il luogo di nascita delle protostelle sono fonti compatte che esistono non solo nella nostra galassia, ma anche in altri angoli remoti dell'Universo. Oltre alla radiazione infrarossa, i luoghi di nascita delle nuove stelle sono contrassegnati da intensi segnali radio.

Il processo di studio e l'evoluzione delle stelle

L'intero processo di conoscenza delle stelle può essere suddiviso in più fasi. All'inizio dovresti determinare la distanza dalla stella. Le informazioni su quanto è lontana la stella da noi e da quanto tempo proviene la luce danno un'idea di cosa è successo alla stella durante questo tempo. Dopo che l'uomo ha imparato a misurare la distanza delle stelle lontane, è diventato chiaro che le stelle sono uguali solo al sole dimensioni diverse e con destini diversi. Conoscendo la distanza della stella, il livello di luce e la quantità di energia emessa è possibile tracciare il processo di fusione termonucleare della stella.

Dopo aver determinato la distanza dalla stella, puoi utilizzare l'analisi spettrale per calcolare la composizione chimica della stella e scoprirne la struttura e l'età. Grazie all'avvento dello spettrografo, gli scienziati hanno l'opportunità di studiare la natura della luce stellare. Questo dispositivo può determinare e misurare la composizione del gas della materia stellare che possiede una stella fasi diverse della sua esistenza.

Studiando analisi spettrale energia del Sole e di altre stelle, gli scienziati sono giunti alla conclusione che l'evoluzione delle stelle e dei pianeti ha radici comuni. Tutti i corpi cosmici hanno lo stesso tipo, una composizione chimica simile e hanno avuto origine dalla stessa materia, formatasi a seguito del Big Bang.

La materia stellare è costituita dalla stessa cosa elementi chimici(fino al ferro) come il nostro pianeta. L'unica differenza sta nella quantità di alcuni elementi e nei processi che avvengono sul Sole e all'interno della solida superficie terrestre. Questo è ciò che distingue le stelle dagli altri oggetti nell'Universo. L'origine delle stelle va considerata anche nel contesto di un'altra disciplina fisica: la meccanica quantistica. Secondo questa teoria, la materia che definisce la materia stellare è costituita da atomi in continua divisione e particelle elementari creando il proprio microcosmo. In questa luce, la struttura, la composizione, la struttura e l'evoluzione delle stelle sono interessanti. Come si è scoperto, la maggior parte della massa della nostra stella e di molte altre stelle è costituita da soli due elementi: idrogeno ed elio. Un modello teorico che descrive la struttura delle stelle ci permetterà di comprenderne la struttura e la principale differenza rispetto ad altri oggetti spaziali.

La caratteristica principale è che molti oggetti nell'Universo hanno una certa dimensione e forma, mentre una stella può cambiare dimensione man mano che si sviluppa. Un gas caldo è una combinazione di atomi debolmente legati tra loro. Milioni di anni dopo la formazione di una stella, lo strato superficiale di materia stellare inizia a raffreddarsi. La stella emette la maggior parte della sua energia nello spazio, diminuendo o aumentando di dimensioni. Il trasferimento di calore ed energia avviene da regioni interne stelle in superficie, influenzando l'intensità della radiazione. In altre parole, la stessa stella in periodi diversi la sua esistenza sembra diversa. I processi termonucleari basati sulle reazioni del ciclo dell'idrogeno contribuiscono alla trasformazione degli atomi di idrogeno leggeri in elementi più pesanti: elio e carbonio. Secondo astrofisici e scienziati nucleari, tale reazione termonucleare è la più efficace in termini di quantità di calore generato.

Perché la fusione termonucleare del nucleo non termina con l’esplosione di un simile reattore? Il punto è quella forza campo gravitazionale può contenere materia stellare all'interno di un volume stabilizzato. Da ciò possiamo trarre una conclusione inequivocabile: qualsiasi stella è un corpo massiccio che mantiene le sue dimensioni a causa dell'equilibrio tra forze gravitazionali ed energia termica reazioni nucleari. Il risultato di un modello naturale così ideale è una fonte di calore in grado di funzionare a lungo. Si presume che le prime forme di vita sulla Terra siano apparse 3 miliardi di anni fa. Il sole in quei tempi lontani riscaldava il nostro pianeta proprio come fa adesso. Di conseguenza, la nostra stella è cambiata poco, nonostante la portata del calore emesso e dell'energia solare sia colossale: più di 3-4 milioni di tonnellate al secondo.

Non è difficile calcolare quanto peso abbia perso la nostra stella negli anni della sua esistenza. Questa sarà una cifra enorme, ma a causa della sua enorme massa e dell'elevata densità, tali perdite sulla scala dell'Universo sembrano insignificanti.

Fasi dell'evoluzione stellare

Il destino della stella dipende dalla massa iniziale della stella e dalla sua composizione chimica. Mentre le principali riserve di idrogeno sono concentrate nel nucleo, la stella rimane nella cosiddetta sequenza principale. Non appena si osserva una tendenza all'aumento delle dimensioni della stella, significa che la principale fonte di fusione termonucleare si è prosciugata. Il lungo viaggio finale di trasformazione è iniziato corpo celeste.

I luminari formati nell’Universo si dividono inizialmente nelle tre tipologie più comuni:

• stelle normali (nane gialle);
• stelle nane;
• stelle giganti.

Le stelle di piccola massa (nane) bruciano lentamente le loro riserve di idrogeno e vivono la loro vita abbastanza tranquillamente.

Queste stelle sono la maggioranza nell'Universo e la nostra stella, una nana gialla, è una di queste. Con l'inizio della vecchiaia, una nana gialla diventa una gigante rossa o supergigante.

Secondo la teoria dell'origine delle stelle, il processo di formazione stellare nell'Universo non è terminato. Il massimo stelle luminose nella nostra galassia non sono solo i più grandi rispetto al Sole, ma anche i più giovani. Gli astrofisici e gli astronomi chiamano queste stelle supergiganti blu. Alla fine subiranno lo stesso destino di trilioni di altre stelle. Prima c'è una nascita rapida, una vita brillante e ardente, dopo la quale arriva un periodo di lento decadimento. Le stelle delle dimensioni del Sole hanno un ciclo vitale lungo, essendo nella sequenza principale (nella sua parte centrale).

Utilizzando i dati sulla massa di una stella, possiamo ipotizzare il suo percorso evolutivo di sviluppo. Un chiaro esempio di questa teoria è l'evoluzione della nostra stella. Niente dura per sempre. Come risultato della fusione termonucleare, l'idrogeno viene convertito in elio, pertanto le sue riserve originali vengono consumate e ridotte. Un giorno, non molto presto, queste riserve finiranno. A giudicare dal fatto che il nostro Sole continua a splendere per più di 5 miliardi di anni, senza cambiare dimensione, età matura le stelle possono ancora durare all'incirca lo stesso periodo.

L'esaurimento delle riserve di idrogeno porterà al fatto che, sotto l'influenza della gravità, il nucleo del sole inizierà a ridursi rapidamente. La densità del nucleo diventerà molto elevata, a seguito della quale i processi termonucleari si sposteranno negli strati adiacenti al nucleo. Questo stato è chiamato collasso e può essere causato da reazioni termonucleari negli strati superiori della stella. Di conseguenza alta pressione vengono innescate reazioni termonucleari che coinvolgono l'elio.

Le riserve di idrogeno ed elio in questa parte della stella dureranno per milioni di anni. Non passerà molto tempo prima che l'esaurimento delle riserve di idrogeno porti ad un aumento dell'intensità della radiazione, ad un aumento delle dimensioni del guscio e delle dimensioni della stella stessa. Di conseguenza, il nostro Sole diventerà molto grande. Se immagini questa immagine tra decine di miliardi di anni, invece di un disco luminoso e abbagliante, nel cielo sarà sospeso un disco rosso caldo di proporzioni gigantesche. Le giganti rosse sono una fase naturale nell'evoluzione di una stella, il suo stato di transizione nella categoria delle stelle variabili.

Come risultato di questa trasformazione, la distanza dalla Terra al Sole diminuirà, tanto che la Terra cadrà nella zona di influenza della corona solare e inizierà a “friggere” al suo interno. La temperatura sulla superficie del pianeta aumenterà di dieci volte, il che porterà alla scomparsa dell'atmosfera e all'evaporazione dell'acqua. Di conseguenza, il pianeta si trasformerà in un deserto roccioso senza vita.

Le fasi finali dell'evoluzione stellare

Dopo aver raggiunto la fase di gigante rossa, una stella normale diventa una nana bianca sotto l'influenza dei processi gravitazionali. Se la massa di una stella è approssimativamente uguale alla massa del nostro Sole, tutti i principali processi in essa contenuti avverranno con calma, senza impulsi o reazioni esplosive. La nana bianca morirà per molto tempo, bruciando al suolo.

Nei casi in cui la stella inizialmente avesse una massa maggiore di 1,4 volte quella del Sole, la nana bianca non sarà lo stadio finale. Con una grande massa all'interno della stella, i processi di compattazione della materia stellare iniziano a livello atomico e molecolare. I protoni si trasformano in neutroni, la densità della stella aumenta e le sue dimensioni diminuiscono rapidamente.

Le stelle di neutroni conosciute dalla scienza hanno un diametro di 10-15 km. Con dimensioni così piccole, una stella di neutroni ha una massa colossale. Un centimetro cubo di materia stellare può pesare miliardi di tonnellate.

Nel caso in cui inizialmente avessimo a che fare con una stella di massa elevata, lo stadio finale dell'evoluzione assume altre forme. Il destino di una stella massiccia è un buco nero, un oggetto dalla natura inesplorata e dal comportamento imprevedibile. L'enorme massa della stella contribuisce all'aumento forze gravitazionali, guidando le forze di compressione. Non è possibile mettere in pausa questo processo. La densità della materia aumenta fino a diventare infinita, formando uno spazio singolare (teoria della relatività di Einstein). Il raggio di una stella del genere alla fine diventerà zero, diventando un buco nero nello spazio. Ci sarebbero molti più buchi neri se le stelle massicce e supermassicce occupassero la maggior parte dello spazio.

Va notato che quando una gigante rossa si trasforma in una stella di neutroni o in un buco nero, l'Universo può sperimentare un fenomeno unico: la nascita di un nuovo oggetto cosmico.

La nascita di una supernova è la fase finale più spettacolare nell'evoluzione delle stelle. Qui opera una legge naturale della natura: la cessazione dell'esistenza di un corpo dà origine a una nuova vita. Il periodo di un ciclo come la nascita di una supernova riguarda principalmente le stelle massicce. Le riserve esaurite di idrogeno portano all'inclusione di elio e carbonio nel processo di fusione termonucleare. Come risultato di questa reazione, la pressione aumenta nuovamente e al centro della stella si forma un nucleo di ferro. Sotto l'influenza di forti forze gravitazionali, il centro di massa si sposta nella parte centrale della stella. Il nucleo diventa così pesante che non è in grado di resistere alla propria gravità. Di conseguenza, inizia la rapida espansione del nucleo, che porta ad un'esplosione istantanea. Una supernova è un'esplosione onda d'urto potere mostruoso, un lampo luminoso nelle vaste distese dell'Universo.

Va notato che il nostro Sole non è una stella massiccia, quindi un destino simile non lo minaccia e il nostro pianeta non dovrebbe aver paura di una simile fine. Nella maggior parte dei casi, le esplosioni di supernova si verificano in galassie distanti, motivo per cui vengono rilevate raramente.

Insomma

L'evoluzione delle stelle è un processo che si estende per decine di miliardi di anni. La nostra idea dei processi in atto è solo matematica e modello fisico, teoria. Il tempo terrestre è solo un momento nell'enorme ciclo temporale in cui vive il nostro Universo. Possiamo solo osservare cosa è successo miliardi di anni fa e immaginare cosa potrebbero affrontare le future generazioni di terrestri.

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La vita interna di una stella è regolata dall'influenza di due forze: la forza di gravità, che contrasta la stella e la trattiene, e la forza rilasciata durante le reazioni nucleari che avvengono nel nucleo. Al contrario, tende a “spingere” la stella nello spazio lontano. Durante le fasi di formazione, al di sotto si trova una stella densa e compressa forte impatto gravità. Di conseguenza, si verifica un forte riscaldamento, la temperatura raggiunge i 10-20 milioni di gradi. Questo è sufficiente per avviare le reazioni nucleari, a seguito delle quali l'idrogeno viene convertito in elio.

Poi, per un lungo periodo, le due forze si equilibrano e la stella si trova in uno stato stabile. Quando il combustibile nucleare nel nucleo si esaurisce gradualmente, la stella entra in una fase di instabilità, in cui due forze si oppongono. Arriva un momento critico per la star, soprattutto vari fattori– temperatura, densità, composizione chimica. La massa della stella viene prima di tutto; il futuro di questo corpo celeste dipende da questo: o la stella esploderà come una supernova o si trasformerà in una nana bianca, una stella di neutroni o un buco nero.

Come si esaurisce l'idrogeno

Solo i corpi celesti più grandi (circa 80 volte la massa di Giove) diventano stelle, i più piccoli (circa 17 volte più piccoli di Giove) diventano pianeti. Ci sono anche dei corpi peso medio, sono troppo grandi per appartenere alla classe dei pianeti, e troppo piccoli e freddi perché nelle loro profondità avvengano le reazioni nucleari caratteristiche delle stelle.

Questi corpi celesti di colore scuro hanno una bassa luminosità e sono piuttosto difficili da distinguere nel cielo. Si chiamano “nane brune”.

Quindi, una stella è formata da nubi di gas interstellare. Come già notato, la stella rimane in uno stato di equilibrio per un periodo piuttosto lungo. Poi arriva un periodo di instabilità. Ulteriore destino le stelle dipendono da vari fattori. Consideriamo un'ipotetica piccola stella la cui massa varia da 0,1 a 4 masse solari. Caratteristica stelle di piccola massa è l'assenza di convezione negli strati interni, cioè le sostanze che compongono la stella non si mescolano, come accade nelle stelle di grande massa.

Ciò significa che quando l'idrogeno nel nucleo si esaurisce, non ci sono nuove riserve di questo elemento negli strati esterni. L'idrogeno brucia e si trasforma in elio. A poco a poco il nucleo si riscalda, gli strati superficiali destabilizzano la propria struttura e la stella, come si può vedere dal diagramma H-R, esce lentamente dalla fase di Sequenza Principale. Nella nuova fase, la densità della materia all'interno della stella aumenta, la composizione del nucleo “degenera” e, di conseguenza, appare una consistenza speciale. È diverso dalla materia normale.

Modificazione della materia

Quando la materia cambia, la pressione dipende solo dalla densità dei gas, non dalla temperatura.

Nel diagramma Hertzsprung-Russell, la stella si sposta verso destra e poi verso l'alto, avvicinandosi alla regione delle giganti rosse. Le sue dimensioni aumentano in modo significativo e, a causa di ciò, la temperatura degli strati esterni diminuisce. Il diametro di una gigante rossa può raggiungere centinaia di milioni di chilometri. Quando il nostro entrerà in questa fase, “inghiottirà” o Venere, e se non riesce a catturare la Terra, la riscalderà a tal punto che la vita sul nostro pianeta cesserà di esistere.

Durante l'evoluzione di una stella, la temperatura del suo nucleo aumenta. Innanzitutto si verificano le reazioni nucleari, quindi, una volta raggiunta la temperatura ottimale, l'elio inizia a sciogliersi. Quando ciò accade, un improvviso aumento della temperatura interna provoca un bagliore e la stella si sposta rapidamente verso sinistra Diagrammi G-R. Questo è il cosiddetto “flash dell’elio”. In questo momento, il nucleo contenente l'elio brucia insieme all'idrogeno, che fa parte del guscio che circonda il nucleo. Nel diagramma H-R questa fase viene registrata spostandosi verso destra lungo una linea orizzontale.

Ultime fasi dell'evoluzione

Quando l'elio si trasforma in carbonio, il nucleo viene modificato. La sua temperatura aumenta fino a quando (se la stella è grande) il carbonio inizia a bruciare. Si verifica una nuova epidemia. In ogni caso, durante le ultime fasi dell'evoluzione della stella, si nota una significativa perdita della sua massa. Ciò può avvenire gradualmente o all'improvviso, durante un'esplosione, quando gli strati esterni della stella scoppiano come una grande bolla. In quest'ultimo caso si forma una nebulosa planetaria, un guscio sferico, che si diffonde nello spazio ad una velocità di diverse decine o addirittura centinaia di km/sec.

Il destino finale di una stella dipende dalla massa rimasta dopo tutto ciò che accade in essa. Se durante tutte le trasformazioni e i brillamenti ha espulso molta materia e la sua massa non supera 1,44 masse solari, la stella si trasforma in una nana bianca. Questa cifra è chiamata “limite di Chandra-sekhar” in onore dell’astrofisico pakistano Subrahmanyan Chandrasekhar. Questa è la massa massima di una stella alla quale non può verificarsi una fine catastrofica a causa della pressione degli elettroni nel nucleo.

Dopo l'esplosione degli strati esterni, rimane il nucleo della stella e la sua temperatura superficiale è molto elevata, circa 100.000 °K. La stella si sposta sul bordo sinistro del diagramma H-R e scende. La sua luminosità diminuisce al diminuire delle sue dimensioni.

La stella sta lentamente raggiungendo la zona della nana bianca. Si tratta di stelle di piccolo diametro (come la nostra), ma caratterizzate da una densità molto elevata, un milione e mezzo di volte la densità dell'acqua. Un centimetro cubo del materiale che costituisce una nana bianca peserebbe circa una tonnellata sulla Terra!

Una nana bianca rappresenta lo stadio finale dell'evoluzione stellare, senza esplosioni. Si sta gradualmente raffreddando.

Gli scienziati ritengono che la fine della nana bianca sia molto lenta, almeno dall'inizio dell'Universo, sembra che nessuna nana bianca abbia sofferto di “morte termica”.

Se la stella è grande e la sua massa è maggiore di quella del Sole, esploderà come una supernova. Durante un brillamento, una stella può collassare completamente o parzialmente. Nel primo caso, ciò che rimarrà sarà una nuvola di gas con materia residua della stella. Nel secondo rimane il corpo celeste con la più alta densità: una stella di neutroni o un buco nero.

> Ciclo di vita di una stella

Descrizione vita e morte delle stelle: stadi di sviluppo con foto, nubi molecolari, protostella, T Tauri, sequenza principale, gigante rossa, nana bianca.

Tutto in questo mondo si sta evolvendo. Ogni ciclo inizia con la nascita, la crescita e termina con la morte. Naturalmente, le stelle hanno questi cicli in modo speciale. Ricordiamo almeno che i loro archi temporali sono più ampi e si misurano in milioni e miliardi di anni. Inoltre, la loro morte comporta alcune conseguenze. Che aspetto ha? ciclo vitale delle stelle?

Il primo ciclo di vita di una stella: le nubi molecolari

Cominciamo con la nascita di una stella. Immagina un'enorme nuvola di gas molecolare freddo che può esistere tranquillamente nell'Universo senza alcun cambiamento. Ma all'improvviso una supernova esplode non lontano da essa oppure si scontra con un'altra nube. A causa di tale spinta, viene attivato il processo di distruzione. È diviso in piccole parti, ognuna delle quali è ritratta in se stessa. Come già capisci, tutti questi gruppi si stanno preparando a diventare delle star. La gravità riscalda la temperatura e la quantità di moto immagazzinata mantiene il processo di rotazione. Il diagramma inferiore mostra chiaramente il ciclo delle stelle (vita, fasi di sviluppo, possibilità di trasformazione e morte di un corpo celeste con una foto).

Secondo ciclo di vita di una stella: Protostella

Il materiale si condensa più densamente, si riscalda e viene respinto dal collasso gravitazionale. Un tale oggetto è chiamato protostella, attorno alla quale si forma un disco di materiale. La parte è attratta dall'oggetto, aumentandone la massa. I detriti rimanenti si raggrupperanno e creeranno un sistema planetario. L'ulteriore sviluppo della stella dipende tutto dalla massa.

Terzo ciclo di vita di una stella: T. Toro

Quando il materiale colpisce una stella, viene rilasciata un'enorme quantità di energia. Il nuovo stadio stellare prende il nome dal prototipo: T Tauri. È una stella variabile situata a 600 anni luce di distanza (vicino).

Può raggiungere una grande luminosità perché la materia si scompone e sprigiona energia. Ma la parte centrale non ha una temperatura sufficiente per sostenere la fusione nucleare. Questa fase dura 100 milioni di anni.

Quarto ciclo di vita di una stella:Sequenza principale

Ad un certo momento, la temperatura del corpo celeste sale al livello richiesto, attivando la fusione nucleare. Tutte le star passano attraverso questo. L'idrogeno si trasforma in elio, rilasciando enorme calore ed energia.

L'energia viene rilasciata sotto forma di raggi gamma, ma a causa del lento movimento della stella cade con la stessa lunghezza d'onda. La luce viene espulsa ed entra in conflitto con la gravità. Possiamo supporre che qui si crei un equilibrio ideale.

Quanto tempo resterà nella sequenza principale? Devi iniziare dalla massa della stella. Le nane rosse (metà della massa del sole) possono bruciare la loro riserva di carburante per centinaia di miliardi (trilioni) di anni. Le stelle medie (come ) vivono 10-15 miliardi. Ma i più grandi hanno miliardi o milioni di anni. Guarda come appaiono l'evoluzione e la morte delle stelle di diverse classi nel diagramma.

Quinto ciclo di vita di una stella: Gigante rossa

Durante il processo di fusione l’idrogeno si esaurisce e l’elio si accumula. Quando non rimane più idrogeno, tutte le reazioni nucleari si fermano e la stella inizia a ridursi a causa della gravità. Il guscio di idrogeno attorno al nucleo si riscalda e si accende, facendo crescere l’oggetto da 1.000 a 10.000 volte più grande. Ad un certo momento, il nostro Sole ripeterà questo destino, aumentando fino all’orbita terrestre.

La temperatura e la pressione raggiungono il loro massimo e l'elio si fonde in carbonio. A questo punto la stella si restringe e cessa di essere una gigante rossa. Con maggiore massa, l'oggetto brucerà altri elementi pesanti.

Sesto ciclo di vita di una stella: Nana bianca

Una stella di massa solare non ha abbastanza pressione gravitazionale per fondere il carbonio. Pertanto, la morte avviene con la fine dell'elio. Gli strati esterni vengono espulsi e appare una nana bianca. All'inizio è caldo, ma dopo centinaia di miliardi di anni si raffredda.

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 in una certa fase 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 dimensione 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 altro alte temperature e quindi il flusso di energia 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 superiore alla 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. Man mano che la compressione procede, la temperatura e la densità aumentano 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 d'urto 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 di 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,

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 di massa intermedia alla fine della loro vita diventano giganti rosse che, a seconda della loro massa, diventano nane bianche, esplodono e si dissipano completamente, oppure 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.