Sobre o tema “Estrelas e sua evolução. Ciclo de vida das estrelas

A evolução das estrelas é a mudança ao longo do tempo nas características físicas, estrutura interna e composição química das estrelas. A teoria moderna da evolução estelar é capaz de explicar o curso geral da evolução estelar em concordância satisfatória com os dados observações astronômicas. A evolução de uma estrela depende de sua massa e composição química inicial. As estrelas da primeira geração foram formadas a partir de matéria cuja composição foi determinada por condições cosmológicas (cerca de 70% de hidrogênio, 30% de hélio, mistura desprezível de deutério e lítio). Durante a evolução da primeira geração de estrelas, foram formados elementos pesados ​​que foram ejetados no espaço interestelar como resultado do fluxo de matéria das estrelas ou durante as explosões estelares. As estrelas das gerações subsequentes foram formadas a partir de matéria contendo 3-4% de elementos pesados.

O nascimento de uma estrela é a formação de um objeto cuja radiação é mantida por suas próprias fontes de energia. O processo de formação estelar continua ininterruptamente, está acontecendo no presente.

Para explicar a estrutura do megamundo, o mais importante é a interação gravitacional. Nas nebulosas de gás e poeira, sob a influência de forças gravitacionais, formam-se heterogeneidades instáveis, devido às quais a matéria difusa se divide em vários aglomerados. Se esses aglomerados persistirem por tempo suficiente, eles se transformarão em estrelas com o tempo. É importante notar que o processo de nascimento não de uma única estrela, mas de associações estelares ocorre. Os corpos gasosos resultantes são atraídos um pelo outro, mas não necessariamente se combinam em um corpo enorme. Eles geralmente começam a girar um em relação ao outro, e as forças centrífugas desse movimento neutralizam as forças de atração, levando a uma maior concentração.

Estrelas jovens são aquelas que ainda estão no estágio de contração gravitacional inicial. A temperatura no centro de tais estrelas ainda é insuficiente para que as reações termonucleares ocorram. O brilho das estrelas ocorre apenas devido à conversão da energia gravitacional em calor. A contração gravitacional é o primeiro estágio na evolução das estrelas. Isso leva ao aquecimento da zona central da estrela à temperatura do início de uma reação termonuclear (10 - 15 milhões de K) - a conversão de hidrogênio em hélio.

A enorme energia irradiada pelas estrelas é formada como resultado de processos nucleares que ocorrem dentro das estrelas. A energia gerada dentro de uma estrela permite que ela irradie luz e calor por milhões e bilhões de anos. Pela primeira vez, a suposição de que a fonte de energia estelar são reações termonucleares da síntese de hélio a partir de hidrogênio foi apresentada em 1920 pelo astrofísico inglês A.S. Eddington. No interior das estrelas, são possíveis dois tipos de reações termonucleares envolvendo hidrogênio, chamadas ciclos do hidrogênio (próton-próton) e do carbono (carbono-nitrogênio). No primeiro caso, apenas o hidrogênio é necessário para que a reação ocorra, no segundo, a presença de carbono, que serve como catalisador, também é necessária. O material de partida são os prótons, a partir dos quais os núcleos de hélio são formados como resultado da fusão nuclear.

Como dois neutrinos nascem durante a transformação de quatro prótons em um núcleo de hélio, 1,8∙10 38 neutrinos são gerados a cada segundo nas profundezas do Sol. O neutrino interage fracamente com a matéria e tem um alto poder de penetração. Tendo passado pela enorme espessura da matéria solar, os neutrinos retêm todas as informações que receberam em reações termonucleares nas entranhas do Sol. A densidade de fluxo de neutrinos solares incidentes na superfície da Terra é 6,6∙10 10 neutrinos por 1 cm 2 em 1 s. Medir o fluxo de neutrinos incidente na Terra permite julgar os processos que ocorrem no interior do Sol.

Assim, a fonte de energia para a maioria das estrelas são as reações termonucleares de hidrogênio na zona central da estrela. Como resultado de uma reação termonuclear, um fluxo externo de energia surge na forma de radiação em uma ampla faixa de frequências (comprimentos de onda). A interação entre radiação e matéria leva a um estado de equilíbrio estável: a pressão da radiação externa é equilibrada pela pressão da gravidade. A contração adicional da estrela para enquanto energia suficiente é produzida no centro. Este estado é bastante estável e o tamanho da estrela permanece constante. O hidrogênio é o principal componente matéria cósmica e o tipo mais importante de combustível nuclear. Uma estrela tem reservas de hidrogênio suficientes para bilhões de anos. Isso explica por que as estrelas são tão estáveis muito tempo. Até que todo o hidrogênio na zona central se apague, as propriedades da estrela mudam pouco.

O campo de queima de hidrogênio na zona central da estrela forma um núcleo de hélio. As reações de hidrogênio continuam a ocorrer, mas apenas em uma camada fina perto da superfície do núcleo. As reações nucleares se movem para a periferia da estrela. A estrutura da estrela neste estágio é descrita por modelos com uma fonte de energia em camadas. O núcleo queimado começa a encolher e a casca externa se expande. A casca incha para proporções colossais, a temperatura exterior torna-se baixa. A estrela se torna uma gigante vermelha. A partir deste momento, a vida de uma estrela começa a declinar. As gigantes vermelhas são caracterizadas por baixas temperaturas e tamanhos enormes (de 10 a 1000 R s). A densidade média da matéria neles não chega nem a 0,001 g/cm 3 . Sua luminosidade é centenas de vezes maior que a luminosidade do Sol, mas a temperatura é muito menor (cerca de 3000 - 4000 K).

Acredita-se que nosso Sol, durante a transição para o estágio de gigante vermelha, possa aumentar tanto que preencha a órbita de Mercúrio. É verdade que o Sol se tornará uma gigante vermelha em 8 bilhões de anos.

Uma gigante vermelha é caracterizada por uma temperatura externa baixa, mas uma temperatura interna muito alta. Com o seu aumento, núcleos cada vez mais pesados ​​são incluídos nas reações termonucleares. A uma temperatura de 150 milhões de K, começam as reações de hélio, que não são apenas uma fonte de energia, mas durante elas é realizada a síntese de elementos químicos mais pesados. Após a formação de carbono no núcleo de hélio de uma estrela, as seguintes reações são possíveis:

Deve-se notar que a síntese do próximo núcleo mais pesado requer cada vez mais energia alta. No momento em que o magnésio é formado, todo o hélio no núcleo da estrela está esgotado e, para que outras reações nucleares se tornem possíveis, uma nova compressão da estrela e um aumento em sua temperatura são necessários. No entanto, isso não é possível para todas as estrelas, apenas para as suficientemente grandes, cuja massa excede a massa do Sol em mais de 1,4 vezes (o chamado limite de Chandrasekhar). Em estrelas de massa menor, as reações terminam no estágio de formação de magnésio. Em estrelas cuja massa excede o limite de Chandrasekhar, devido à contração gravitacional, a temperatura sobe para 2 bilhões de graus, as reações continuam, formando elementos mais pesados ​​- até o ferro. Elementos mais pesados ​​que o ferro são formados quando as estrelas explodem.

Como resultado do aumento da pressão, pulsações e outros processos, a gigante vermelha perde continuamente matéria, que é ejetada no espaço interestelar na forma de um vento estelar. Quando as fontes de energia de fusão interna estão completamente esgotadas, destino adicional estrela depende de sua massa.

Com uma massa inferior a 1,4 massas solares, a estrela passa para um estado estacionário com uma densidade muito alta (centenas de toneladas por 1 cm 3). Essas estrelas são chamadas de anãs brancas. No processo de transformar uma gigante vermelha em uma anã branca, a raça pode se desfazer de suas camadas externas como uma concha leve, expondo o núcleo. O envelope gasoso brilha intensamente sob a influência da poderosa radiação da estrela. É assim que se formam as nebulosas planetárias. Em altas densidades de matéria dentro de uma anã branca, as camadas eletrônicas dos átomos são destruídas, e a matéria da estrela é um plasma elétron-nuclear, e seu componente eletrônico é um gás de elétrons degenerado. As anãs brancas estão em equilíbrio devido à igualdade de forças entre a gravidade (fator de compressão) e a pressão do gás degenerado no interior da estrela (fator de expansão). As anãs brancas podem existir por bilhões de anos.

As reservas térmicas da estrela são gradualmente esgotadas, a estrela está esfriando lentamente, o que é acompanhado por ejeções do envelope estelar no espaço interestelar. A estrela muda gradualmente sua cor de branco para amarelo, depois para vermelho e, finalmente, deixa de irradiar, torna-se um pequeno objeto sem vida, uma estrela fria e morta, cujo tamanho tamanhos menores Terra, e a massa é comparável à massa do Sol. A densidade de tal estrela é bilhões de vezes maior que a densidade da água. Essas estrelas são chamadas de anãs negras. É assim que a maioria das estrelas termina suas vidas.

Quando a massa da estrela é superior a 1,4 massas solares, o estado estacionário da estrela sem fontes internas de energia torna-se impossível, porque A pressão dentro da estrela não pode equilibrar a força da gravidade. Começa o colapso gravitacional - compressão da matéria em direção ao centro da estrela sob a influência das forças gravitacionais.

Se a repulsão de partículas e outras causas interrompem o colapso, ocorre uma poderosa explosão – uma explosão de supernova com a ejeção de uma parte significativa da matéria no espaço circundante e a formação de nebulosas gasosas. O nome foi proposto por F. Zwicky em 1934. Uma explosão de supernova é um dos estágios intermediários na evolução das estrelas antes de se transformarem em anãs brancas, estrelas de nêutrons ou buracos negros. Uma explosão libera energia de 10 43 ─ 10 44 J com uma potência de radiação de 10 34 W. Neste caso, o brilho da estrela aumenta em dezenas de magnitudes em poucos dias. A luminosidade de uma supernova pode exceder a luminosidade de toda a galáxia na qual ela explodiu.

A nebulosa gasosa formada durante uma explosão de supernova consiste em parte das camadas superiores da estrela ejetada pela explosão e em parte de matéria interestelar, compactada e aquecida pelos produtos em expansão da explosão. A nebulosa gasosa mais famosa é a Nebulosa do Caranguejo na constelação de Touro - o remanescente da supernova de 1054. Os remanescentes de supernovas jovens estão se expandindo a velocidades de 10 a 20 mil km / s. A colisão da concha em expansão com o gás interestelar estacionário gera uma onda de choque na qual o gás aquece até milhões de Kelvin e se torna uma fonte de raios X. A propagação de uma onda de choque em um gás leva ao aparecimento de partículas de carga rápida (raios cósmicos), que, movendo-se em um campo magnético interestelar comprimido e intensificado pela mesma onda, irradiam na faixa de rádio.

Os astrônomos registraram explosões de supernovas em 1054, 1572, 1604. Em 1885, uma supernova foi observada na Nebulosa de Andrômeda. Seu brilho excedeu o brilho de toda a Galáxia e acabou sendo 4 bilhões de vezes mais intenso que o brilho do Sol.

Já em 1980, mais de 500 explosões de supernovas foram descobertas, mas nenhuma foi observada em nossa galáxia. Os astrofísicos calcularam que as supernovas em nossa galáxia explodem com um período de 10 milhões de anos nas imediações do Sol. Em média, uma explosão de supernova ocorre na Metagaláxia a cada 30 anos.

Neste caso, as doses de radiação cósmica na Terra podem exceder nível normal 7000 vezes. Isso levará às mutações mais graves em organismos vivos em nosso planeta. Alguns cientistas explicam a morte súbita dos dinossauros dessa maneira.

Parte da massa de uma supernova explodida pode permanecer na forma de um corpo superdenso - uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. A massa das estrelas de nêutrons é (1,4 - 3) M s, o diâmetro é de cerca de 10 km. A densidade de uma estrela de nêutrons é muito alta, maior que a densidade dos núcleos atômicos ─ 10 15 g/cm 3 . Com o aumento da compressão e pressão, torna-se possível a reação de absorção de elétrons pelos prótons Como resultado, toda a matéria da estrela consistirá de nêutrons. A neutronização de uma estrela é acompanhada por uma poderosa explosão de radiação de neutrinos. Durante a explosão da supernova SN1987A, a duração da explosão de neutrinos foi de 10 s, e a energia transportada por todos os neutrinos atingiu 3∙10 46 J. A temperatura de uma estrela de nêutrons atinge 1 bilhão de K. As estrelas de nêutrons esfriam muito rapidamente, seu luminosidade enfraquece. Mas eles irradiam intensamente ondas de rádio em um cone estreito na direção do eixo magnético. Estrelas cujo eixo magnético não coincide com o eixo de rotação são caracterizadas por emissão de rádio na forma de pulsos repetitivos. Portanto, as estrelas de nêutrons são chamadas de pulsares. Os primeiros pulsares foram descobertos em 1967. A frequência das pulsações de radiação, determinada pela velocidade de rotação do pulsar, é de 2 a 200 Hz, o que indica seu pequeno tamanho. Por exemplo, o pulsar na Nebulosa do Caranguejo tem um período de pulso de 0,03 s. Atualmente existem centenas de estrelas de nêutrons conhecidas. Uma estrela de nêutrons pode aparecer como resultado do chamado "colapso silencioso". Se uma anã branca entra em um sistema binário de estrelas próximas, o fenômeno de acreção ocorre quando a matéria de uma estrela vizinha flui para uma anã branca. A massa da anã branca cresce e em algum momento excede o limite de Chandrasekhar. Uma anã branca se transforma em uma estrela de nêutrons.

Se a massa final da anã branca exceder 3 massas solares, então o estado de nêutrons degenerado é instável e a contração gravitacional continua até que um objeto chamado buraco negro seja formado. O termo "buraco negro" foi introduzido por J. Wheeler em 1968. No entanto, o conceito de tais objetos surgiu vários séculos antes, após a descoberta por I. Newton em 1687 da lei gravidade. Em 1783, J. Mitchell sugeriu que as estrelas escuras devem existir na natureza, cujo campo gravitacional é tão forte que a luz não pode escapar delas. Em 1798 a mesma idéia foi expressa por P. Laplace. Em 1916, o físico Schwarzschild, resolvendo as equações de Einstein, chegou à conclusão sobre a possibilidade da existência de objetos com propriedades incomuns, mais tarde chamados de buracos negros. Um buraco negro é uma região do espaço em que o campo gravitacional é tão forte que a segunda velocidade cósmica para corpos localizados nessa região deve exceder a velocidade da luz, ou seja, nada pode escapar de um buraco negro, nem partículas nem radiação. De acordo com a teoria geral da relatividade, o tamanho característico de um buraco negro é determinado pelo raio gravitacional: R g = 2GM/c 2 , onde M é a massa do objeto, c é a velocidade da luz no vácuo e G é a constante gravitacional. O raio gravitacional da Terra é de 9 mm, o Sol é de 3 km. O limite da região além da qual nenhuma luz escapa é chamado de horizonte de eventos de um buraco negro. Os buracos negros em rotação têm um raio do horizonte de eventos menor que o raio gravitacional. De particular interesse é a possibilidade de captura por um buraco negro de corpos que chegam do infinito.

A teoria permite a existência de buracos negros com massa de 3 a 50 massas solares, que se formam nos estágios finais da evolução de estrelas massivas com massa de mais de 3 massas solares, buracos negros supermassivos nos núcleos de galáxias com uma massa de milhões e bilhões de massas solares, buracos negros primordiais (relíquias) formados nos estágios iniciais da evolução do universo. Até hoje, buracos negros relíquias pesando mais de 10 15 g (a massa de uma montanha média na Terra) deveriam ter sobrevivido devido ao mecanismo de evaporação quântica de buracos negros proposto por S. W. Hawking.

Os astrônomos detectam buracos negros por poderosos raios-x. Um exemplo desse tipo de estrela é a poderosa fonte de raios X Cygnus X-1, cuja massa excede 10 M s. Frequentemente, buracos negros são encontrados em sistemas estelares binários de raios-X. Dezenas de buracos negros de massa estelar já foram descobertos em tais sistemas (m buracos negros = 4-15 M s). Com base nos efeitos das lentes gravitacionais, vários buracos negros de massa estelar única (m buracos negros = 6-8 M s) foram descobertos. Em caso de fechamento estrela dupla o fenômeno de acreção é observado - o fluxo de plasma da superfície de uma estrela comum sob a influência de forças gravitacionais em um buraco negro. A matéria que flui para um buraco negro tem um momento angular. Portanto, o plasma forma um disco giratório ao redor do buraco negro. A temperatura do gás neste disco rotativo pode chegar a 10 milhões de graus. A esta temperatura, o gás emite na faixa de raios-X. A partir dessa radiação, você pode determinar a presença de um buraco negro em um determinado local.

De particular interesse são os buracos negros supermassivos nos núcleos das galáxias. Com base no estudo da imagem de raios-X do centro da nossa Galáxia, obtida com a ajuda do satélite CHANDRA, a presença de um buraco negro supermassivo, cuja massa é 4 milhões de vezes maior que a massa do Sol, foi estabelecido. Como resultado de pesquisas recentes, astrônomos americanos descobriram um buraco negro superpesado único localizado no centro de uma galáxia muito distante, cuja massa é 10 bilhões de vezes a massa do Sol. Para atingir tamanhos e densidades tão inimagináveis, um buraco negro teve que se formar ao longo de muitos bilhões de anos, atraindo e absorvendo matéria continuamente. Os cientistas estimam sua idade em 12,7 bilhões de anos, ou seja, começou a se formar cerca de um bilhão de anos depois Big Bang. Até o momento, mais de 250 buracos negros supermassivos foram descobertos nos núcleos de galáxias (m buracos negros = (10 6 – 10 9) M s).

A questão da origem dos elementos químicos está intimamente relacionada com a evolução das estrelas. Se o hidrogênio e o hélio são os elementos que sobraram da estágios iniciais evolução do Universo em expansão, então elementos químicos mais pesados ​​poderiam ser formados apenas no interior das estrelas durante as reações termonucleares. Dentro das estrelas durante as reações termonucleares, até 30 elementos químicos (incluindo o ferro) podem ser formados.

À minha maneira condição física As estrelas podem ser divididas em normais e degeneradas. Os primeiros consistem principalmente de matéria de baixa densidade; reações de fusão termonuclear ocorrem em suas profundezas. Estrelas degeneradas incluem anãs brancas e estrelas de nêutrons, elas representam o estágio final da evolução estelar. As reações de fusão neles terminaram e o equilíbrio é mantido pelos efeitos da mecânica quântica de férmions degenerados: elétrons em anãs brancas e nêutrons em estrelas de nêutrons. Anãs brancas, estrelas de nêutrons e buracos negros são coletivamente chamados de "remanescentes compactos".

No final da evolução, dependendo da massa, a estrela ou explode ou libera com mais calma matéria já enriquecida em elementos químicos pesados. Nesse caso, os demais elementos do sistema periódico são formados. Do meio interestelar enriquecido com elementos pesados, formam-se as estrelas das próximas gerações. Por exemplo, o Sol é uma estrela de segunda geração formada a partir de matéria que já esteve no interior das estrelas e enriquecida com elementos pesados. Portanto, a idade das estrelas pode ser julgada a partir de sua composição química determinada por análise espectral.

Consideremos brevemente os principais estágios da evolução das estrelas.

Mudanças nas características físicas, estrutura interna e composição química de uma estrela ao longo do tempo.

Fragmentação da matéria. .

Supõe-se que as estrelas são formadas durante a compressão gravitacional de fragmentos de uma nuvem de gás e poeira. Assim, os chamados glóbulos podem ser os locais de formação de estrelas.

Um glóbulo é uma nuvem interestelar densa de poeira molecular opaca (gás e poeira), que é observada contra o fundo de nuvens luminosas de gás e poeira na forma de uma formação redonda escura. É composto principalmente de hidrogênio molecular (H 2) e hélio ( Ele ) com uma mistura de moléculas de outros gases e partículas sólidas de poeira interestelar. Temperatura do gás no glóbulo (principalmente a temperatura do hidrogênio molecular) T≈ 10h 50K, densidade média n~ 10 5 partículas / cm 3, que é várias ordens de magnitude maior do que nas nuvens de gás e poeira comuns mais densas, diâmetro D~ 0,1 h 1 . Massa dos glóbulos M≤ 10 2 × M ⊙ . Alguns glóbulos contêm tipos jovens T Touro.

A nuvem é comprimida por sua própria gravidade devido à instabilidade gravitacional, que pode ocorrer espontaneamente ou como resultado da interação da nuvem com uma onda de choque de um fluxo de vento estelar supersônico de outra fonte próxima de formação estelar. Outras razões para o surgimento da instabilidade gravitacional também são possíveis.

Estudos teóricos mostram que sob as condições que existem em nuvens moleculares comuns (T≈ 10 ÷ 30K e n ~ 10 2 partículas / cm 3), a inicial pode ocorrer em volumes de nuvens com massa M≥ 10 3 × M ⊙ . Em tal nuvem em contração, é possível decair ainda mais em fragmentos menos massivos, cada um dos quais também será comprimido sob a influência de sua própria gravidade. As observações mostram que na Galáxia, no processo de formação de estrelas, nasce não uma, mas um grupo de estrelas com massas diferentes, por exemplo, um aglomerado de estrelas aberto.

Quando comprimido em regiões centrais a densidade da nuvem aumenta, resultando em um momento em que a substância dessa parte da nuvem se torna opaca à sua própria radiação. Nas entranhas da nuvem, ocorre uma condensação densa estável, que os astrônomos chamam de oh.

Fragmentação da matéria - o decaimento de uma nuvem de poeira molecular em partes menores, o que leva ao aparecimento.

é um objeto astronômico que está no palco, a partir do qual depois de algum tempo (para a massa solar desta vez T~ 10 8 anos) normal é formado.

Com uma nova queda de matéria do invólucro gasoso para o núcleo (acreção), a massa deste último e, consequentemente, a temperatura e aumenta tanto que o gás e a pressão radiante são comparados com as forças . A compactação do kernel é interrompida. O formado é cercado por uma casca de gás-pó que é opaca para radiação óptica, passando apenas radiação infravermelha e de ondas mais longas para o exterior. Tal objeto (-casulo) é observado como uma poderosa fonte de rádio e radiação infravermelha.

Com um aumento adicional na massa e temperatura do núcleo, a pressão leve interrompe a acreção e os restos da casca se dispersam no espaço sideral. Aparece um jovem, cujas características físicas dependem de sua massa e composição química inicial.

A principal fonte de energia para o nascimento de uma estrela é, aparentemente, a energia liberada durante a contração gravitacional. Esta suposição decorre do teorema do virial: em um sistema estacionário, a soma da energia potencial E p todos os membros do sistema e duas vezes a energia cinética 2 E para desses termos é zero:

Ep + 2 Ec = 0. (39)

O teorema é válido para sistemas de partículas que se movem em uma região limitada do espaço sob a ação de forças cuja magnitude é inversamente proporcional ao quadrado da distância entre as partículas. Segue-se que a energia térmica (cinética) é igual à metade da energia gravitacional (potencial). Quando uma estrela é comprimida, a energia total da estrela diminui, enquanto a energia gravitacional diminui: metade da mudança na energia gravitacional deixa a estrela através da radiação e a energia térmica da estrela aumenta devido à segunda metade.

Estrelas jovens de baixa massa(até três massas solares), que estão a caminho da sequência principal, são completamente convectivas; o processo de convecção cobre todas as áreas da estrela. Estas ainda são, de fato, protoestrelas, no centro das quais as reações nucleares estão apenas começando, e toda a radiação ocorre principalmente devido a. Ainda não foi estabelecido se as estrelas diminuem a uma temperatura efetiva constante. No diagrama de Hertzsprung-Russell, essas estrelas formam uma trilha quase vertical, chamada de trilha Hayashi. À medida que a compressão diminui, o jovem se aproxima da sequência principal.

À medida que a estrela se contrai, a pressão do gás de elétrons degenerado começa a aumentar e, quando um certo raio da estrela é atingido, a contração para, o que interrompe o crescimento da temperatura central causado pela contração e, em seguida, sua diminuição. . Para estrelas com menos de 0,0767 massas solares, isso não acontece: a energia liberada durante as reações nucleares nunca será suficiente para equilibrar pressão interna e . Tais "understars" irradiam mais energia do que é formada durante as reações nucleares, e pertencem aos chamados; seu destino é uma contração constante até que a pressão do gás degenerado a pare, e então um resfriamento gradual com a cessação de todas as reações nucleares que começaram..

Estrelas jovens de massa intermediária (de 2 a 8 massas solares) evoluem qualitativamente exatamente da mesma maneira que suas irmãs menores, com a exceção de que não possuem zonas convectivas até a sequência principal.

Estrelas com massa superior a 8 massas solaresjá possuem as características das estrelas normais, pois passaram por todos os estágios intermediários e foram capazes de atingir tal velocidade de reações nucleares que compensam a perda de energia por radiação enquanto a massa do núcleo se acumula. Nessas estrelas, o fluxo de massa é tão grande que não apenas interrompe o colapso das regiões externas da nuvem molecular que ainda não se tornaram parte da estrela, mas, ao contrário, as descongela. Assim, a massa da estrela formada é visivelmente menor que a massa da nuvem protoestelar.

Sequência principal

A temperatura da estrela sobe até que nas regiões centrais atinge valores suficientes para ativar reações termonucleares, que então se tornam a principal fonte de energia para a estrela. Para estrelas massivas ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) é a "combustão" do hidrogênio no ciclo do carbono; para estrelas com massa igual ou menor que a massa do Sol, a energia é liberada em uma reação próton-próton. passa para o estágio de equilíbrio e toma seu lugar na sequência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell: a estrela grande massa temperatura central é muito alta T ≥ 3 × 107 K ), a produção de energia é muito intensa, - na sequência principal ocupa um lugar acima do Sol na região do início ( O ... A , (F )); em uma estrela de pequena massa, a temperatura no núcleo é relativamente baixa ( T ≤ 1,5 × 107K ), a produção de energia não é tão intensa, - na sequência principal ela ocorre perto ou abaixo do Sol na região de tarde (( F), G, K, M).

Ele gasta até 90% do tempo alocado pela natureza para sua existência na sequência principal. O tempo que uma estrela passa no estágio da sequência principal também depende da massa. Sim, com massa M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O ou B está no estágio de sequência principal por cerca de 10 7 anos, enquanto a anã vermelha K 5 com massa M ≈ 0,5 × M ⊙ está no estágio da sequência principal por cerca de 10 11 anos, ou seja, um tempo comparável à idade da Galáxia. As estrelas quentes massivas passam rapidamente para os próximos estágios da evolução, as anãs frias estão no estágio da sequência principal o tempo todo da existência da Galáxia. Pode-se supor que as anãs vermelhas são o principal tipo da população da Galáxia.

Gigante vermelha (supergigante).

A rápida queima de hidrogênio nas regiões centrais de estrelas massivas leva ao aparecimento de um núcleo de hélio nelas. Com uma fração da massa de hidrogênio de alguns por cento no núcleo, a reação de carbono da conversão de hidrogênio em hélio para quase completamente. O núcleo se contrai, o que leva a um aumento em sua temperatura. Como resultado do aquecimento causado pela contração gravitacional do núcleo de hélio, o hidrogênio "acende-se" e a liberação de energia começa em uma fina camada localizada entre o núcleo e a concha estendida da estrela. A concha se expande, o raio da estrela aumenta, a temperatura efetiva diminui e cresce. "sai" da sequência principal e passa para o próximo estágio de evolução - para o estágio de uma gigante vermelha ou, se a massa da estrela M > 10 × M⊙ , para o estágio de supergigante vermelho.

Com o aumento da temperatura e densidade, o hélio começa a “queimar” no núcleo. No T ~ 2 × 10 8 K e r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm 3 inicia uma reação termonuclear, que é chamada de tripla uma -processo: de três uma -partículas (núcleos de hélio 4 Ele ) um núcleo de carbono estável 12 C é formado. Com a massa do núcleo da estrela M< 1,4 × M ⊙ тройной a - o processo leva à natureza explosiva da liberação de energia - um flash de hélio, que para uma determinada estrela pode ser repetido muitas vezes.

Nas regiões centrais de estrelas massivas que estão no estágio gigante ou supergigante, um aumento na temperatura leva à formação sucessiva de núcleos de carbono, carbono-oxigênio e oxigênio. Após a queima de carbono, ocorrem reações, como resultado da formação de elementos químicos mais pesados, possivelmente também núcleos de ferro. A evolução posterior de uma estrela massiva pode levar à ejeção de conchas, uma explosão de uma estrela como uma Nova ou, com a subsequente formação de objetos que são o estágio final na evolução das estrelas: uma anã branca, uma estrela de nêutrons ou uma estrela negra. buraco.

O estágio final da evolução é o estágio de evolução de todas as estrelas normais depois que elas esgotaram seu combustível termonuclear; cessação das reações termonucleares como fonte de energia para a estrela; a transição de uma estrela, dependendo de sua massa, para o estágio de uma anã branca ou de um buraco negro.

As anãs brancas são o último estágio na evolução de todas as estrelas normais com massa M< 3 ÷ 5 × M ⊙ após a exaustão do combustível termonuclear por estes mi. Tendo passado do estágio de uma gigante vermelha (ou subgigante), tal concha se desprende e expõe o núcleo, que, esfriando, se torna uma anã branca. Raio pequeno (R b.c ~ 10 -2 × R ⊙ ) e branco ou azul-branco (T b.c ~ 10 4 K) determinaram o nome desta classe de objetos astronômicos. A massa de uma anã branca é sempre menor que 1,4×M⊙ - está provado que anãs brancas com grandes massas não podem existir. Com uma massa comparável à do Sol e dimensões comparáveis ​​às de principais planetas sistema solar, as anãs brancas têm uma densidade média enorme: ρ b.c ~ 10 6 g/cm 3, ou seja, um peso de 1 cm 3 de matéria anã branca pesa uma tonelada! Aceleração queda livre na superfície g b.c ~ 10 8 cm/s 2 (compare com a aceleração na superfície da Terra - g c ≈980 cm/s2). Com tal carga gravitacional nas regiões internas da estrela, o estado de equilíbrio da anã branca é mantido pela pressão do gás degenerado (principalmente o gás de elétrons degenerado, pois a contribuição do componente iônico é pequena). Lembre-se de que um gás é chamado degenerado se não houver uma distribuição de velocidade Maxwelliana das partículas. Em tal gás, em certos valores de temperatura e densidade, o número de partículas (elétrons) com qualquer velocidade na faixa de v = 0 a v = v max será o mesmo. v max é determinado pela densidade e temperatura do gás. Com uma anã branca de massa M b.c > 1,4 × M ⊙ a velocidade máxima dos elétrons em um gás é comparável à velocidade da luz, o gás degenerado torna-se relativístico e sua pressão não é mais capaz de resistir à compressão gravitacional. O raio do anão tende a zero - "colapsa" em um ponto.

As atmosferas finas e quentes das anãs brancas são compostas de hidrogênio, praticamente sem outros elementos encontrados na atmosfera; ou de hélio, enquanto há centenas de milhares de vezes menos hidrogênio na atmosfera do que nas atmosferas de estrelas normais. De acordo com o tipo de espectro, as anãs brancas pertencem às classes espectrais O, B, A, F. Para “distinguir” as anãs brancas das estrelas normais, a letra D é colocada na frente da designação (DOVII, DBVII, etc. D é a primeira letra em palavra em inglês Degenerado - degenerado). A fonte de radiação de uma anã branca é o fornecimento de energia térmica que a anã branca recebeu enquanto era o núcleo da estrela-mãe. Muitas anãs brancas herdaram de seus pais um forte campo magnético, cuja força H ~ 10 8 E. Acredita-se que o número de anãs brancas seja cerca de 10% do número total de estrelas da Galáxia.

Na fig. 15 mostra uma fotografia de Sirius - a estrela mais brilhante do céu (α Cachorro Grande; m v = -1m,46; classe A1V). O disco visível na imagem é resultado da irradiação fotográfica e da difração da luz na lente do telescópio, ou seja, o disco da própria estrela não é resolvido na fotografia. Os raios vindos do disco fotográfico de Sirius são vestígios da distorção da frente de onda do fluxo de luz sobre os elementos da ótica do telescópio. Sirius está localizado a uma distância de 2,64 do Sol, a luz de Sirius leva 8,6 anos para chegar à Terra - portanto, é uma das estrelas mais próximas do Sol. Sirius é 2,2 vezes mais massivo que o Sol; o seu m v = +1 m ,43, ou seja, nosso vizinho irradia 23 vezes mais energia que o Sol.

Figura 15.

A singularidade da fotografia reside no fato de que, juntamente com a imagem de Sirius, foi possível obter uma imagem de seu satélite - o satélite “brilha” com um ponto brilhante à esquerda de Sirius. Sirius - telescopicamente: o próprio Sirius é indicado pela letra A, e seu satélite pela letra B. A magnitude aparente de Sirius B m v \u003d +8 m,43, ou seja, é quase 10.000 vezes mais fraco que Sirius A. A massa de Sirius B é quase exatamente igual à massa do Sol, o raio é cerca de 0,01 do raio do Sol, o a temperatura da superfície é de cerca de 12.000K, mas Sirius B irradia 400 vezes menos que o Sol. Sirius B é uma anã branca típica. Além disso, esta é a primeira anã branca descoberta, aliás, por Alven Clark em 1862 durante a observação visual através de um telescópio.

Sirius A e Sirius B giram em comum com um período de 50 anos; a distância entre os componentes A e B é de apenas 20 UA.

De acordo com a observação adequada de V.M. Lipunov, “elas “amadurecem” dentro de estrelas massivas (com uma massa de mais de 10×M⊙ )”. Os núcleos das estrelas que evoluem para uma estrela de nêutrons têm 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; depois que as fontes de reações termonucleares se esgotarem e o pai ejetar uma parte significativa da matéria com um flash, esses núcleos se tornarão objetos independentes do mundo estelar com características muito específicas. A compressão do núcleo da estrela-mãe pára em uma densidade comparável à nuclear (ρ n. h ~ 10 14 h 10 15 g/cm3). Com tal massa e densidade, o raio do nascido apenas 10 consiste em três camadas. A camada externa (ou crosta externa) é formada por uma rede cristalina de núcleos atômicos de ferro ( Fe ) com uma possível pequena mistura de núcleos atômicos de outros metais; a espessura da crosta externa é de apenas cerca de 600 m com um raio de 10 km. Abaixo da crosta externa há outra crosta interna dura, composta de átomos de ferro ( Fe ), mas esses átomos são superenriquecidos com nêutrons. A espessura desta casca≈ 2km. A crosta interna faz fronteira com o núcleo de nêutrons líquido, cujos processos físicos são determinados pelas notáveis ​​propriedades do líquido de nêutrons - superfluidez e, na presença de elétrons e prótons livres, supercondutividade. É possível que bem no centro a matéria contenha mésons e híperons.

Eles giram rapidamente em torno de um eixo - de uma a centenas de revoluções por segundo. Tal rotação na presença de um campo magnético ( H ~ 10 13 h 10 15 Oe) muitas vezes leva ao efeito observado de pulsação da radiação da estrela em diferentes faixas de ondas eletromagnéticas. Vimos um desses pulsares dentro da Nebulosa do Caranguejo.

Número total a velocidade de rotação já é insuficiente para a ejeção de partículas, então isso não pode ser um pulsar de rádio. No entanto, ainda é grande, e a estrela de nêutrons circundante capturada pelo campo magnético não pode cair, ou seja, a acreção de matéria não ocorre.

Acretor (pulsar de raios-X). A velocidade de rotação é reduzida a tal ponto que agora nada impede que a matéria caia sobre essa estrela de nêutrons. O plasma, caindo, move-se ao longo das linhas do campo magnético e atinge uma superfície sólida na região dos polos, aquecendo até dezenas de milhões de graus. Uma substância aquecida a temperaturas tão altas brilha na faixa de raios-X. A área em que a matéria em queda pára com a superfície da estrela é muito pequena - apenas cerca de 100 metros. Este ponto quente, devido à rotação da estrela, desaparece periodicamente de vista, o que o observador percebe como pulsações. Esses objetos são chamados de pulsares de raios-X.

Georotador. A velocidade de rotação de tais estrelas de nêutrons é baixa e não impede a acreção. Mas as dimensões da magnetosfera são tais que o plasma é parado pelo campo magnético antes de ser capturado pela gravidade.

Se for um componente de um sistema binário próximo, haverá uma “transferência” de matéria de uma estrela normal (o segundo componente) para uma de nêutrons. A massa pode exceder a crítica (M > 3×M⊙ ), então a estabilidade gravitacional da estrela é violada, nada pode resistir à contração gravitacional e “sai” sob seu raio gravitacional

rg = 2 × G × M/c 2 , (40)

transformando-se em um buraco negro. Na fórmula acima para r g: M é a massa da estrela, c é a velocidade da luz, G é a constante gravitacional.

Um buraco negro é um objeto cujo campo gravitacional é tão grande que nem uma partícula, nem um fóton, nem qualquer corpo material pode atingir a segunda velocidade cósmica e escapar para o espaço sideral.

Um buraco negro é um objeto singular no sentido de que a natureza do fluxo de processos físicos dentro dele ainda é inacessível a uma descrição teórica. A existência de buracos negros decorre de considerações teóricas, na realidade eles podem estar localizados nas regiões centrais de aglomerados globulares, quasares, galáxias gigantes, incluindo o centro da nossa galáxia.

> Ciclo da vida estrelas

Descrição vida e morte das estrelas: estágios evolutivos com foto, nuvens moleculares, protoestrela, T Taurus, sequência principal, gigante vermelha, anã branca.

Tudo neste mundo está evoluindo. Qualquer ciclo começa com o nascimento, crescimento e termina com a morte. Claro, as estrelas têm esses ciclos de uma maneira especial. Lembremos, por exemplo, que eles têm um prazo maior e são medidos em milhões e bilhões de anos. Além disso, sua morte traz certas consequências. Com o que se parece ciclo de vida das estrelas?

O primeiro ciclo de vida de uma estrela: nuvens moleculares

Vamos começar com o nascimento de uma estrela. Imagine uma enorme nuvem de gás molecular frio que pode facilmente existir no universo sem nenhuma mudança. Mas de repente uma supernova explode não muito longe dela, ou colide com outra nuvem. Por causa desse empurrão, o processo de destruição é ativado. É dividido em pequenas partes, cada uma das quais é desenhada em si mesma. Como você já entendeu, todos esses cachos estão se preparando para se tornarem estrelas. A gravidade aquece a temperatura e o momento armazenado mantém a rotação. O diagrama inferior demonstra claramente o ciclo das estrelas (vida, estágios de desenvolvimento, opções de transformação e morte de um corpo celeste com uma foto).

O segundo ciclo de vida de uma estrela: protoestrela

O material se condensa mais densamente, aquece e é repelido pelo colapso gravitacional. Tal objeto é chamado de protoestrela, em torno da qual se forma um disco de material. A parte é atraída pelo objeto, aumentando sua massa. O resto dos detritos será agrupado e criará um sistema planetário. O desenvolvimento posterior da estrela depende da massa.

Terceiro ciclo de vida de uma estrela: T Touro

Quando o material atinge uma estrela, uma enorme quantidade de energia é liberada. O novo estágio estelar recebeu o nome do protótipo, T Taurus. Esta é uma estrela variável localizada a 600 anos-luz de distância (não muito longe).

Pode atingir grande brilho porque o material se decompõe e libera energia. Mas na parte central não há temperatura suficiente para suportar a fusão nuclear. Esta fase dura 100 milhões de anos.

O quarto ciclo de vida de uma estrela:Sequência principal

Em um determinado momento, a temperatura do corpo celeste sobe para o nível necessário, ativando a fusão nuclear. Todas as estrelas passam por isso. O hidrogênio é transformado em hélio, liberando uma enorme reserva térmica e energia.

A energia é liberada como raios gama, mas devido ao movimento lento da estrela, ela diminui com o comprimento de onda. A luz é empurrada para fora e confronta a gravidade. Podemos supor que um equilíbrio perfeito é criado aqui.

Quanto tempo ela ficará na sequência principal? Você precisa começar a partir da massa da estrela. As anãs vermelhas (metade da massa solar) são capazes de gastar centenas de bilhões (trilhões) de anos em seu suprimento de combustível. Estrelas médias (como) vivem 10-15 bilhões. Mas os maiores têm bilhões ou milhões de anos. Veja como é a evolução e morte de estrelas de várias classes no diagrama.

Quinto ciclo de vida de uma estrela: gigante vermelho

Durante o processo de fusão, o hidrogênio termina e o hélio se acumula. Quando não há mais hidrogênio, todas as reações nucleares param e a estrela começa a encolher devido à gravidade. A camada de hidrogênio ao redor do núcleo aquece e se inflama, fazendo com que o objeto cresça 1000-10000 vezes. Em um determinado momento, nosso Sol repetirá esse destino, tendo aumentado para a órbita da Terra.

A temperatura e a pressão atingem um máximo, e o hélio se funde em carbono. Nesse ponto, a estrela se contrai e deixa de ser uma gigante vermelha. Com maior massividade, o objeto queimará outros elementos pesados.

O sexto ciclo de vida de uma estrela: anã branca

Uma estrela de massa solar não tem pressão gravitacional suficiente para fundir carbono. Portanto, a morte ocorre com o fim do hélio. As camadas externas são ejetadas e uma anã branca aparece. No início é quente, mas depois de centenas de bilhões de anos esfriará.

A evolução das estrelas é uma mudança no físico. características, interno edifícios e química. composição das estrelas ao longo do tempo. As tarefas mais importantes teoria de E.z. - explicação da formação das estrelas, alterações nas suas características observadas, estudo da relação genética de vários grupos de estrelas, análise dos seus estados finais.

Uma vez que na parte do Universo conhecida por nós aprox. 98-99% da massa da matéria observada está contida em estrelas ou passou do estágio de estrelas, a explicação de E.z. yavl. um dos problemas mais importantes da astrofísica.

Uma estrela em estado estacionário é uma bola de gás, que está em estado hidrostático. e equilíbrio térmico (ou seja, a ação das forças gravitacionais é equilibrada pela pressão interna, e as perdas de energia devido à radiação são compensadas pela energia liberada no interior da estrela, veja). O "nascimento" de uma estrela é a formação de um objeto em equilíbrio hidrostático, cuja radiação é sustentada por si mesma. fontes de energia. A "morte" de uma estrela é um desequilíbrio irreversível que leva à destruição da estrela ou à sua falha catastrófica. compressão.

Separação da gravidade. a energia pode desempenhar um papel decisivo apenas quando a temperatura do interior da estrela é insuficiente para a liberação de energia nuclear para compensar as perdas de energia, e a estrela como um todo ou parte dela deve se contrair para manter o equilíbrio. A iluminação da energia térmica torna-se importante somente após o esgotamento das reservas de energia nuclear. Assim, E. Z. pode ser representado como uma mudança sucessiva das fontes de energia das estrelas.

O tempo característico de E.z. grande demais para poder acompanhar toda a evolução diretamente. Portanto, o principal método de pesquisa E.z. yavl. construção de sequências de modelos de estrelas que descrevem mudanças no interior. edifícios e química. composição das estrelas ao longo do tempo. Evolução. as sequências são então comparadas com os resultados das observações, por exemplo, com (G.-R.d.) somando as observações um grande número estrelas em diferentes estágios de evolução. Especialmente papel importante joga uma comparação com G.-R.d. para aglomerados de estrelas, uma vez que todas as estrelas do aglomerado têm a mesma química inicial. composição e formada quase simultaneamente. Segundo G.-R.d. clusters de diferentes idades, foi possível estabelecer a direção do E.z. Detalhe evolutivo. as sequências são calculadas resolvendo numericamente um sistema de equações diferenciais que descrevem a distribuição de massa, densidade, temperatura e luminosidade em uma estrela, às quais são adicionadas as leis de liberação de energia e opacidade da matéria estelar e equações que descrevem a mudança na química. composição de estrelas ao longo do tempo.

A evolução de uma estrela depende principalmente de sua massa e química inicial. composição. Um papel certo, mas não fundamental, pode ser desempenhado pela rotação da estrela e seu magn. campo, mas o papel desses fatores em E.z. ainda não suficientemente explorado. Química A composição de uma estrela depende do momento em que foi formada e de sua posição na galáxia no momento da formação. As estrelas da primeira geração foram formadas a partir de matéria, cuja composição foi determinada pelo cosmológico. condições. Aparentemente, continha aproximadamente 70% em massa de hidrogênio, 30% de hélio e uma mistura insignificante de deutério e lítio. No decorrer da evolução das estrelas da primeira geração, formaram-se elementos pesados ​​(após o hélio), que foram ejetados no espaço interestelar como resultado do fluxo de matéria das estrelas ou durante as explosões estelares. As estrelas das gerações subsequentes já eram formadas a partir de matéria contendo até 3-4% (em massa) de elementos pesados.

A indicação mais direta de que a formação de estrelas está ocorrendo na Galáxia no momento é yavl. existência de espectro de estrelas brilhantes massivas. classes O e B, cuja vida útil não pode exceder ~ 10 7 anos. A taxa de formação de estrelas no mundo moderno época é estimada em 5 por ano.

2. Formação de estrelas, estágio de contração gravitacional

De acordo com a visão mais comum, as estrelas são formadas como resultado da gravidade. condensação da matéria no meio interestelar. A necessária separação do meio interestelar em duas fases - densas nuvens frias e um meio rarefeito com maior temperatura - pode ocorrer sob a influência da instabilidade térmica Rayleigh-Taylor no campo magnético interestelar. campo. Complexos de gás-poeira com massa , tamanho característico (10-100) pc e concentração de partículas n~10 2 cm -3 . realmente observados devido à sua emissão de ondas de rádio. A compressão (colapso) de tais nuvens requer certas condições: gravitacional. partículas da nuvem devem exceder a soma da energia do movimento térmico das partículas, a energia de rotação da nuvem como um todo e a magnética. energia da nuvem (critério Jeans). Se apenas a energia do movimento térmico for levada em consideração, então, até um fator da ordem de um, o critério Jeans é escrito como: align="absmiddle" width="205" height="20">, onde é a massa da nuvem, T- temperatura do gás em K, n- número de partículas em 1 cm 3 . Com típicos modernos nuvens interestelares temp-pax K só podem colapsar nuvens com massa não inferior a . O critério de Jeans indica que para a formação de estrelas com espectro de massa realmente observado, a concentração de partículas em nuvens em colapso deve atingir (10 3 -10 6) cm -3 , ou seja, 10-1000 vezes maior do que o observado em nuvens típicas. No entanto, tais concentrações de partículas podem ser alcançadas nas profundezas das nuvens que já começaram a entrar em colapso. Segue-se daí que o que está acontecendo é por meio de um processo sucessivo realizado em vários estágios, fragmentação de nuvens maciças. Esta imagem explica naturalmente o nascimento de estrelas em grupos - aglomerados. Ao mesmo tempo, questões relacionadas ao balanço de calor na nuvem, o campo de velocidade nela e o mecanismo que determina o espectro de massa dos fragmentos ainda permanecem obscuros.

Objetos em colapso de massa estelar chamados. protoestrelas. O colapso de uma protoestrela não rotativa esfericamente simétrica sem magnetização. campos incluem vários. estágios. No momento inicial, a nuvem é uniforme e isotérmica. É transparente para o público. radiação, então o colapso ocorre com perdas volumétricas de energia, Ch. arr. devido à radiação térmica da poeira, um enxame transmite sua cinética. a energia de uma partícula de gás. Em uma nuvem homogênea, não há gradiente de pressão e a compressão começa no regime de queda livre com o tempo característico , onde G- , - densidade de nuvens. Com o início da compressão, surge uma onda de rarefação, movendo-se em direção ao centro na velocidade do som, e desde o colapso ocorre mais rápido onde a densidade é maior, a protoestrela é dividida em um núcleo compacto e uma concha estendida, na qual a matéria é distribuída de acordo com a lei . Quando a concentração de partículas no núcleo atinge ~ 10 11 cm -3, torna-se opaco para a radiação IR das partículas de poeira. A energia liberada no núcleo lentamente escoa para a superfície devido à condução de calor radiante. A temperatura começa a subir quase adiabaticamente, isso leva a um aumento na pressão e o núcleo entra em um estado hidrostático. Saldo. A casca continua a cair sobre o núcleo e aparece em sua periferia. Os parâmetros do núcleo neste momento dependem fracamente da massa total da protoestrela: K. À medida que a massa do núcleo aumenta devido à acreção, sua temperatura muda quase adiabaticamente até atingir 2000 K, quando a dissociação das moléculas de H 2 começa . Como resultado do consumo de energia para dissociação, e não um aumento na cinética. energia da partícula, o valor do índice adiabático torna-se menor que 4/3, as mudanças de pressão não são capazes de compensar as forças gravitacionais e o núcleo colapsa novamente (ver ). Um novo núcleo é formado com parâmetros , cercado por uma frente de choque, sobre a qual os restos do primeiro núcleo são agregados. Um rearranjo semelhante do núcleo ocorre com o hidrogênio.

O crescimento adicional do núcleo devido ao material da concha continua até que toda a matéria caia sobre a estrela ou seja espalhada sob a ação de ou , se o núcleo for suficientemente massivo (veja ). Para protoestrelas com o tempo característico da matéria da concha t a >t kn, de modo que sua luminosidade é determinada pela liberação de energia dos núcleos em contração.

Uma estrela composta por um núcleo e uma casca é observada como uma fonte de IR devido ao processamento da radiação na casca (a poeira da casca, absorvendo fótons de radiação UV do núcleo, irradia na faixa de IR). Quando a concha se torna opticamente fina, a protoestrela começa a ser observada como um objeto comum de natureza estelar. Nas estrelas mais massivas, as conchas são preservadas até o início da queima termonuclear do hidrogênio no centro da estrela. A pressão de radiação limita a massa das estrelas a um valor, provavelmente . Mesmo que estrelas mais massivas sejam formadas, elas se tornam pulsacionalmente instáveis ​​e podem perder seu valor. parte da massa no estágio de combustão do hidrogênio no núcleo. A duração do estágio de colapso e espalhamento da concha protoestelar é da mesma ordem que o tempo de queda livre para a nuvem-mãe, ou seja, 10 5 -10 6 anos. Os aglomerados de matéria escura dos restos da concha iluminados pelo núcleo, acelerados pelo vento estelar, são identificados com objetos Herbig-Haro (aglomerados em forma de estrela com espectro de emissão). Estrelas de pequenas massas, quando se tornam visíveis, estão na região G.-R.d. ocupada por estrelas do tipo T Taurus (anãs), mais massivas - na região onde estão localizadas as estrelas de emissão Herbig (classes espectrais iniciais irregulares com linhas de emissão nos espectros).

Evolução. trilhas de núcleos de protoestrelas com massa constante no estágio hidrostático. compressão são mostrados na fig. 1. Em estrelas de baixa massa, no momento em que a hidrostática é estabelecida. equilíbrio, as condições nos núcleos são tais que a energia é transferida neles. Os cálculos mostram que a temperatura da superfície de uma estrela totalmente convectiva é quase constante. O raio da estrela está diminuindo continuamente, porque. ela continua encolhendo. Com uma temperatura de superfície constante e um raio decrescente, a luminosidade da estrela também deve cair no G.-R.d. esta fase de evolução corresponde aos segmentos verticais das pistas.

À medida que a compressão continua, a temperatura no interior da estrela aumenta, a matéria se torna mais transparente e estrelas com align="absmiddle" width="90" height="17"> têm núcleos radiantes, mas as conchas permanecem convectivas. Estrelas menos massivas permanecem totalmente convectivas. Sua luminosidade é regulada por uma fina camada radiante na fotosfera. Quanto mais massiva a estrela e mais alta ela é temperatura efetiva, o núcleo mais radiante ele tem (em estrelas com align="absmiddle" width="74" height="17"> o núcleo radiante aparece imediatamente). No final, quase toda a estrela (com exceção da zona convectiva da superfície em estrelas com massa ) passa para um estado de equilíbrio radiativo, no qual toda a energia liberada no núcleo é transferida por radiação.

3. Evolução baseada em reações nucleares

A uma temperatura de ~ 10 6 K nos núcleos, as primeiras reações nucleares começam - deutério, lítio, boro queimam. A quantidade primária desses elementos é tão pequena que seu desgaste praticamente não suporta compressão. A compressão para quando a temperatura no centro da estrela atinge ~ 10 6 K e o hidrogênio se inflama, porque a energia liberada durante a combustão termonuclear do hidrogênio é suficiente para compensar as perdas de radiação (ver ). Estrelas homogêneas, cujos núcleos queimam hidrogênio, formam-se em G.-R.d. sequência principal inicial (NGS). Estrelas massivas atingem NGP mais rápido do que estrelas de baixa massa, porque sua taxa de perda de energia por unidade de massa e, portanto, a taxa de evolução, é maior do que a de estrelas de baixa massa. A partir do momento da entrada no NGP, E.z. ocorre com base na combustão nuclear, cujas principais etapas estão resumidas na Tabela. A combustão nuclear pode ocorrer antes da formação de elementos do grupo ferro, que possuem a maior energia de ligação entre todos os núcleos. Evolução. rastros de estrelas em G.-R.d. mostrado na fig. 2. A evolução dos valores centrais da temperatura e densidade das estrelas é mostrada na fig. 3. Em K principal. fonte de energia yavl. reação do ciclo do hidrogênio, em b "grande T- reações do ciclo carbono-nitrogênio (CNO) (ver). Um efeito colateral do ciclo CNO yavl. estabelecimento de concentrações de equilíbrio de nuclídeos 14 N, 12 C, 13 C - respectivamente 95%, 4% e 1% em peso. A predominância de nitrogênio nas camadas onde ocorreu a combustão do hidrogênio é confirmada pelos resultados das observações, em que essas camadas aparecem na superfície como resultado da perda de ext. camadas. Estrelas com um ciclo CNO ( align="absmiddle" width="74" height="17">) no centro têm um núcleo convectivo. A razão para isso é a dependência muito forte da liberação de energia da temperatura: . O fluxo de energia radiante ~ T4(ver ), portanto, não pode transferir toda a energia liberada, e deve ocorrer convecção, que é mais eficiente que a transferência radiativa. Nas estrelas mais massivas, mais de 50% da massa estelar é coberta por convecção. A importância do núcleo convectivo para a evolução é determinada pelo fato de que o combustível nuclear é esgotado uniformemente em uma região muito maior do que a região de combustão efetiva, enquanto em estrelas sem núcleo convectivo ele queima inicialmente apenas em uma pequena vizinhança do centro. , onde a temperatura é bastante elevada. O tempo de queima de hidrogênio varia de ~ 10 10 anos para anos para . O tempo de todos os estágios subsequentes de queima nuclear não excede 10% do tempo de queima de hidrogênio, portanto, estrelas no estágio de queima de hidrogênio se formam no G.-R.d. área densamente povoada - (GP). Estrelas com temperatura no centro nunca atingem os valores necessários para a ignição do hidrogênio, elas encolhem indefinidamente, transformando-se em anãs "pretas". A queima de hidrogênio leva a um aumento na média. peso molecular da substância central e, portanto, para manter a hidrostática. equilíbrio, a pressão no centro deve aumentar, o que implica um aumento na temperatura no centro e no gradiente de temperatura ao longo da estrela e, portanto, a luminosidade. Uma diminuição na opacidade da matéria com o aumento da temperatura também leva a um aumento na luminosidade. O núcleo se contrai para manter as condições de liberação de energia nuclear com a diminuição do teor de hidrogênio, e a casca se expande devido à necessidade de transferir o aumento do fluxo de energia do núcleo. Em G.-R.d. a estrela se move para a direita do NGP. Uma diminuição na opacidade leva à morte de núcleos convectivos em todas as estrelas, exceto nas mais massivas. A taxa de evolução de estrelas massivas é a mais alta e elas são as primeiras a deixar o MS. O tempo de vida no MS é para estrelas de aprox. 10 milhões de anos, de ca. 70 milhões de anos, e de ca. 10 bilhões de anos.

Quando o teor de hidrogênio no núcleo diminui para 1%, a expansão das conchas das estrelas com align="absmiddle" width="66" height="17"> é substituída pela contração geral da estrela, que é necessária para manter a liberação de energia. A compressão da casca provoca o aquecimento do hidrogênio na camada adjacente ao núcleo de hélio à temperatura de sua combustão termonuclear, e surge uma camada fonte de liberação de energia. Para estrelas com massa , para as quais depende em menor grau da temperatura e a região de liberação de energia não é tão fortemente concentrada em direção ao centro, não há estágio de compressão geral.

E.z. após a queima de hidrogênio depende de sua massa. O fator mais importante que influencia o curso da evolução de estrelas com uma massa yavl. degeneração do gás de elétrons em altas densidades. Em devido alta densidade o número de estados quânticos de baixa energia é limitado devido ao princípio de Pauli, e os elétrons preenchem os níveis quânticos com alta energia, muito maior do que a energia de seu movimento térmico. A característica mais importante gás degenerado é que sua pressão p depende apenas da densidade: para a degenerescência não-relativística e para a degenerescência relativística. A pressão do gás de elétrons é muito maior do que a pressão do íon. Isso implica o fundamental para E.z. conclusão: como a força gravitacional que atua sobre uma unidade de volume de um gás relativisticamente degenerado, , depende da densidade da mesma forma que o gradiente de pressão , deve haver uma massa limite (ver ), tal que para align="absmiddle" largura ="66" height ="15"> A pressão dos elétrons não pode neutralizar a gravidade e a compressão começa. Limite de massa align="absmiddle" width="139" height="17">. O limite da região na qual o gás de elétrons é degenerado é mostrado na fig. 3 . Em estrelas de baixa massa, a degenerescência desempenha um papel apreciável já no processo de formação dos núcleos de hélio.

O segundo fator que determina E.z. nos estágios posteriores, são perdas de energia de neutrinos. Nas profundezas das estrelas T~10 8 Para principal. o papel no nascimento é desempenhado por: processo de fotoneutrino, decaimento de quanta de oscilações de plasma (plasmons) em pares de neutrino-antineutrino (), aniquilação de pares de elétron-pósitron () e (ver). A característica mais importante dos neutrinos é que a matéria da estrela é praticamente transparente para eles, e os neutrinos transportam livremente a energia da estrela.

O núcleo de hélio, no qual as condições para a combustão do hélio ainda não surgiram, é comprimido. A temperatura na fonte em camadas adjacente ao núcleo aumenta e a taxa de queima de hidrogênio aumenta. A necessidade de transferir o aumento do fluxo de energia leva à expansão da casca, para a qual parte da energia é gasta. Como a luminosidade da estrela não muda, a temperatura de sua superfície cai e, em G.-R.d. a estrela se move para a região ocupada pelas gigantes vermelhas O tempo de reestruturação da estrela é duas ordens de magnitude menor que o tempo de queima do hidrogênio no núcleo, portanto, há poucas estrelas entre a banda MS e a região das supergigantes vermelhas. Com a diminuição da temperatura da casca, sua transparência aumenta, resultando em um externo. zona convectiva e a luminosidade da estrela aumenta.

A remoção de energia do núcleo através da condução térmica de elétrons degenerados e perdas de neutrinos nas estrelas atrasa o momento de ignição do hélio. A temperatura começa a crescer visivelmente apenas quando o núcleo se torna quase isotérmico. Combustão 4 Ele determina o E.z. a partir do momento em que a liberação de energia excede as perdas de energia por condução de calor e radiação de neutrinos. A mesma condição se aplica à combustão de todos os tipos subsequentes de combustível nuclear.

Uma característica notável dos núcleos estelares resfriados por neutrinos do gás degenerado é a "convergência" - a convergência de faixas, que caracterizam a proporção de densidade e temperatura Tc no centro da estrela (Fig. 3). A taxa de liberação de energia durante a compressão do núcleo é determinada pela taxa de fixação da matéria a ele através de uma fonte de camada, que depende apenas da massa do núcleo para um determinado tipo de combustível. Um equilíbrio de entrada e saída de energia deve ser mantido no núcleo, para que a mesma distribuição de temperatura e densidade seja estabelecida nos núcleos das estrelas. No momento da ignição de 4 He, a massa do núcleo depende do conteúdo de elementos pesados. Nos núcleos de gás degenerados, a ignição do 4 He tem o caráter de uma explosão térmica, pois a energia liberada durante a combustão vai aumentar a energia do movimento térmico dos elétrons, mas a pressão quase não muda com o aumento da temperatura até que a energia térmica dos elétrons seja igual à energia do gás degenerado dos elétrons. Em seguida, a degeneração é removida e o núcleo se expande rapidamente - ocorre um flash de hélio. Os flashes de hélio são provavelmente acompanhados pela perda de matéria estelar. Em , onde as estrelas massivas há muito completaram sua evolução e as gigantes vermelhas têm massas, as estrelas no estágio de queima de hélio estão no ramo horizontal do G.-R.d.

Em núcleos de hélio de estrelas com align="absmiddle" width="90" height="17"> o gás não é degenerado, 4 Ele acende silenciosamente, mas os núcleos também se expandem devido ao aumento Tc. Nas estrelas mais massivas, a ignição de 4 He ocorre mesmo quando são yavl. supergigantes azuis. A expansão do núcleo leva a uma diminuição T na região da fonte da camada de hidrogênio, e a luminosidade da estrela diminui após o flash de hélio. Para manter o equilíbrio térmico, a casca se contrai e a estrela deixa a região da supergigante vermelha. Quando o 4 He no núcleo se esgota, a compressão do núcleo e a expansão da casca começam novamente, a estrela novamente se torna uma supergigante vermelha. Uma fonte de combustão em camadas 4 He é formada, que domina na liberação de energia. Fora aparece novamente. zona convectiva. À medida que o hélio e o hidrogênio queimam, a espessura das fontes em camadas diminui. Uma fina camada de combustão de hélio acaba por ser termicamente instável, porque com uma sensibilidade muito forte de liberação de energia à temperatura (), a condutividade térmica da substância é insuficiente para extinguir as perturbações térmicas na camada de combustão. Durante os flashes térmicos, a convecção ocorre na camada. Se penetra em camadas ricas em hidrogênio, como resultado de um processo lento ( s-process, veja) elementos com massas atômicas de 22 Ne a 209 B são sintetizados.

A pressão de radiação sobre a poeira e as moléculas formadas nas conchas frias e estendidas das supergigantes vermelhas leva a uma perda contínua de matéria a uma taxa de até um ano. A perda de massa contínua pode ser complementada por perdas devido à instabilidade da combustão estratificada ou pulsações, que podem levar à liberação de um ou mais. cartuchos. Quando a quantidade de matéria acima do núcleo carbono-oxigênio fica abaixo de um certo limite, a casca, para manter a temperatura nas camadas de combustão, é forçada a se contrair até que a compressão seja capaz de sustentar a combustão; estrela em G.-R.d. desloca quase horizontalmente para a esquerda. Nesta fase, a instabilidade das camadas de combustão também pode levar à expansão da casca e perda de matéria. Enquanto a estrela estiver quente o suficiente, ela é observada como um núcleo com um ou mais. cartuchos. Quando as fontes de camadas são deslocadas para a superfície da estrela de modo que a temperatura nelas se torna menor do que o necessário para a combustão nuclear, a estrela esfria, transformando-se em uma anã branca com irradiação devido ao consumo de energia térmica do componente iônico de sua substância. O tempo de resfriamento característico para anãs brancas é de ~109 anos. Resultado final A massa de estrelas individuais que se transformam em anãs brancas não é clara, é estimada em 3-6. Em estrelas com gás de elétrons degenera na fase de crescimento de núcleos estelares carbono-oxigênio (C,O-). Como nos núcleos de hélio das estrelas, devido às perdas de energia dos neutrinos há uma "convergência" de condições no centro e no momento em que o carbono é inflamado no núcleo C,O. A ignição de 12 C em tais condições provavelmente tem o caráter de uma explosão e leva à destruição completa da estrela. A destruição completa pode não ocorrer se . Tal densidade é alcançável quando a taxa de crescimento do núcleo é determinada pelo acréscimo da matéria do satélite em um sistema binário próximo.

O Universo é um macrocosmo em constante mudança, onde cada objeto, substância ou matéria está em estado de transformação e mudança. Esses processos duram bilhões de anos. Em comparação com a duração vida humana esse intervalo de tempo incompreensível é enorme. Em uma escala cósmica, essas mudanças são bastante fugazes. As estrelas que agora observamos no céu noturno eram as mesmas há milhares de anos, quando os faraós egípcios podiam vê-las, mas de fato, durante todo esse tempo, a mudança nas características físicas dos corpos celestes não parou por um segundo . As estrelas nascem, vivem e certamente envelhecem - a evolução das estrelas continua como sempre.

A posição das estrelas da constelação da Ursa Maior em diferentes períodos históricos no intervalo de 100.000 anos atrás - nosso tempo e depois de 100 mil anos

Interpretação da evolução das estrelas do ponto de vista do leigo

Para o leigo, o espaço parece ser um mundo de calma e silêncio. Na verdade, o Universo é um gigantesco laboratório físico, onde ocorrem transformações grandiosas, durante as quais se alteram a composição química, as características físicas e a estrutura das estrelas. A vida de uma estrela dura enquanto ela brilha e emite calor. No entanto, um estado tão brilhante não é eterno. Por nascimento brilhante segue-se o período de maturidade da estrela, que termina inevitavelmente com o envelhecimento do corpo celeste e sua morte.

Formação de uma protoestrela a partir de uma nuvem de gás e poeira há 5-7 bilhões de anos

Todas as nossas informações sobre as estrelas hoje se encaixam na estrutura da ciência. A termodinâmica nos dá uma explicação dos processos de equilíbrio hidrostático e térmico em que reside a matéria estelar. A física nuclear e quântica nos permitem entender o complexo processo de fusão nuclear, graças ao qual uma estrela existe, irradiando calor e dando luz ao espaço circundante. No nascimento de uma estrela, o equilíbrio hidrostático e térmico é formado, mantido por suas próprias fontes de energia. No pôr do sol de uma brilhante carreira estelar, esse equilíbrio é perturbado. Vem uma série de processos irreversíveis, cujo resultado é a destruição de uma estrela ou colapso - um processo grandioso de morte instantânea e brilhante de um corpo celeste.

Uma explosão de supernova é um final brilhante para a vida de uma estrela nascida nos primeiros anos do Universo

A mudança nas características físicas das estrelas é devido à sua massa. A taxa de evolução dos objetos é influenciada por sua composição química e, até certo ponto, pelos parâmetros astrofísicos existentes - a velocidade de rotação e o estado do campo magnético. Não é possível dizer exatamente como tudo realmente acontece devido à enorme duração dos processos descritos. A taxa de evolução, os estágios de transformação dependem do momento do nascimento da estrela e sua localização no Universo no momento do nascimento.

A evolução das estrelas do ponto de vista científico

Qualquer estrela nasce de um coágulo de gás interestelar frio, que, sob a influência de forças gravitacionais externas e internas, é comprimido ao estado de uma bola de gás. O processo de compressão de uma substância gasosa não para nem por um momento, acompanhado por uma liberação colossal de energia térmica. A temperatura da nova formação aumenta até que a fusão termonuclear seja iniciada. A partir desse momento, a compressão da matéria estelar cessa e é alcançado um equilíbrio entre o estado hidrostático e térmico do objeto. O universo foi reabastecido com uma nova estrela de pleno direito.

O principal combustível estelar é um átomo de hidrogênio como resultado de uma reação termonuclear lançada

Na evolução das estrelas, suas fontes de energia térmica são de fundamental importância. A energia radiante e térmica que escapa para o espaço da superfície da estrela é reabastecida devido ao resfriamento das camadas internas do corpo celeste. Reações termonucleares que ocorrem constantemente e contração gravitacional no interior da estrela compensam a perda. Enquanto houver combustível nuclear suficiente nas profundezas da estrela, a estrela brilha intensamente e irradia calor. Assim que o processo de fusão termonuclear desacelera ou para completamente, o mecanismo de compressão interna da estrela é acionado para manter o equilíbrio térmico e termodinâmico. Nesta fase, o objeto já está emitindo energia térmica que só é visível no infravermelho.

Com base nos processos descritos, podemos concluir que a evolução das estrelas é uma mudança sucessiva nas fontes de energia estelar. Na astrofísica moderna, os processos de transformação das estrelas podem ser organizados de acordo com três escalas:

• linha do tempo nuclear;
• segmento térmico da vida de uma estrela;
• segmento dinâmico (final) da vida útil da luminária.

Em cada caso individual, são considerados os processos que determinam a idade da estrela, suas características físicas e o tipo de morte do objeto. A linha do tempo nuclear é interessante desde que o objeto seja alimentado por suas próprias fontes de calor e irradie energia que é o produto de reações nucleares. A estimativa da duração desta etapa é calculada determinando a quantidade de hidrogênio que se transformará em hélio no processo de fusão termonuclear. Quanto maior a massa da estrela, maior a intensidade das reações nucleares e, consequentemente, maior a luminosidade do objeto.

Tamanhos e massas de várias estrelas, variando de supergigante a anã vermelha

A escala de tempo térmica define o estágio de evolução durante o qual a estrela consome toda a energia térmica. Esse processo começa a partir do momento em que as últimas reservas de hidrogênio se esgotam e as reações nucleares cessam. Para manter o equilíbrio do objeto, o processo de compactação é iniciado. A matéria estelar cai em direção ao centro. Neste caso, há uma transição de energia cinética em energia térmica gasta para manter o equilíbrio de temperatura necessário dentro da estrela. Parte da energia escapa para o espaço sideral.

Considerando que a luminosidade das estrelas é determinada pela sua massa, no momento da compressão de um objeto, seu brilho no espaço não muda.

Estrela a caminho da sequência principal

A formação de estrelas ocorre de acordo com uma linha do tempo dinâmica. O gás estelar cai livremente em direção ao centro, aumentando a densidade e a pressão nas entranhas do futuro objeto. Quanto maior a densidade no centro da bola de gás, maior a temperatura dentro do objeto. A partir deste momento, o calor torna-se a principal energia do corpo celeste. Quanto maior a densidade e maior a temperatura, maior a pressão no interior da futura estrela. A queda livre de moléculas e átomos pára, o processo de compressão do gás estelar pára. Este estado de um objeto é geralmente chamado de protoestrela. O objeto é 90% de hidrogênio molecular. Ao atingir uma temperatura de 1800K, o hidrogênio passa para o estado atômico. No processo de decaimento, a energia é consumida, o aumento da temperatura diminui.

O universo é 75% de hidrogênio molecular, que no processo de formação das protoestrelas se transforma em hidrogênio atômico - o combustível nuclear da estrela

Nesse estado, a pressão dentro da bola de gás diminui, dando liberdade à força de compressão. Esta sequência é repetida cada vez que todo o hidrogênio é ionizado pela primeira vez, e então é a vez da ionização do hélio. A uma temperatura de 10⁵ K, o gás é completamente ionizado, a compressão da estrela cessa e ocorre o equilíbrio hidrostático do objeto. A evolução posterior da estrela ocorrerá de acordo com a escala de tempo térmica, muito mais lenta e consistentemente.

O raio de uma protoestrela vem diminuindo de 100 UA desde o início da formação. até ¼ a.u. O objeto está no meio de uma nuvem de gás. Como resultado do acréscimo de partículas das regiões externas da nuvem de gás estelar, a massa da estrela aumentará constantemente. Consequentemente, a temperatura dentro do objeto aumentará, acompanhando o processo de convecção - a transferência de energia das camadas internas da estrela para sua borda externa. Posteriormente, com o aumento da temperatura no interior de um corpo celeste, a convecção é substituída pelo transporte radiativo, movendo-se em direção à superfície da estrela. Neste momento, a luminosidade do objeto está aumentando rapidamente e a temperatura das camadas superficiais da bola estelar também está crescendo.

Processos de convecção e transporte radiativo em uma estrela recém-formada antes do início das reações de fusão termonuclear

Por exemplo, para estrelas cuja massa é idêntica à do nosso Sol, a compressão da nuvem protoestelar ocorre em apenas algumas centenas de anos. Quanto ao estágio final da formação de um objeto, a condensação da matéria estelar se estendeu por milhões de anos. O sol está se movendo em direção à sequência principal muito rapidamente, e esse caminho levará cem milhões ou bilhões de anos. Em outras palavras, quanto maior a massa da estrela, maior o período de tempo gasto na formação de uma estrela completa. Uma estrela com massa de 15 M se moverá ao longo do caminho para a sequência principal por muito mais tempo - cerca de 60 mil anos.

Fase da sequência principal

Apesar do fato de que algumas reações de fusão começam em mais de Baixas temperaturas, a fase principal da combustão do hidrogênio começa a uma temperatura de 4 milhões de graus. A partir deste ponto, a fase de sequência principal começa. Uma nova forma de reprodução da energia estelar, a nuclear, entra em cena. A energia cinética liberada durante a compressão do objeto desaparece no fundo. O equilíbrio alcançado garante uma vida longa e tranquila de uma estrela que se encontra na fase inicial da sequência principal.

A fissão e decaimento de átomos de hidrogênio no processo de uma reação termonuclear que ocorre no interior de uma estrela

A partir deste ponto, a observação da vida de uma estrela está claramente ligada à fase da sequência principal, que é uma parte importante da evolução dos corpos celestes. É nesta fase que a única fonte de energia estelar é o resultado da combustão do hidrogênio. O objeto está em estado de equilíbrio. À medida que o combustível nuclear é consumido, apenas a composição química do objeto muda. A permanência do Sol na fase da sequência principal durará aproximadamente 10 bilhões de anos. Será necessário tanto tempo para que nossa luminária nativa use todo o suprimento de hidrogênio. Quanto às estrelas massivas, sua evolução é mais rápida. Irradiando mais energia, uma estrela massiva permanece na fase da sequência principal por apenas 10 a 20 milhões de anos.

Estrelas menos massivas queimam por muito mais tempo no céu noturno. Assim, uma estrela com massa de 0,25 M permanecerá na fase da sequência principal por dezenas de bilhões de anos.

Diagrama de Hertzsprung-Russell estimando a relação entre o espectro das estrelas e sua luminosidade. Os pontos no diagrama são as localizações de estrelas conhecidas. As setas indicam o deslocamento das estrelas da sequência principal para as fases de gigantes e anãs brancas.

Para imaginar a evolução das estrelas, basta olhar para o diagrama que caracteriza a trajetória do corpo celeste na sequência principal. Parte do topo os gráficos parecem menos cheios de objetos, pois é onde as estrelas massivas estão concentradas. Esta localização é explicada pelo seu curto ciclo de vida. Das estrelas conhecidas hoje, algumas têm uma massa de 70M. Objetos cuja massa excede o limite superior de 100M podem não se formar.

Os corpos celestes, cuja massa é inferior a 0,08M, não têm a capacidade de superar a massa crítica necessária para o início da fusão termonuclear e permanecem frios por toda a vida. As menores protoestrelas encolhem e formam anãs semelhantes a planetas.

Uma anã marrom planetária em comparação com uma estrela normal (nosso Sol) e o planeta Júpiter

Na parte inferior da sequência, os objetos estão concentrados, dominados por estrelas com massa igual à massa do nosso Sol e um pouco mais. O limite imaginário entre as partes superior e inferior da sequência principal são objetos cuja massa é - 1,5M.

Fases subsequentes da evolução estelar

Cada uma das opções para o desenvolvimento do estado de uma estrela é determinada por sua massa e pelo período de tempo durante o qual ocorre a transformação da matéria estelar. No entanto, o Universo é um mecanismo multifacetado e complexo, pelo que a evolução das estrelas pode seguir outros caminhos.

Viajando ao longo da sequência principal, uma estrela com massa aproximadamente igual à massa do Sol tem três opções principais de rota:

1. viva sua vida com calma e descanse em paz nas vastas extensões do Universo;
2. entrar na fase de gigante vermelha e envelhecer lentamente;
3. entrar na categoria de anãs brancas, explodir em uma supernova e se transformar em uma estrela de nêutrons.

Possíveis opções para a evolução das protoestrelas dependendo do tempo, da composição química dos objetos e de sua massa

Após a sequência principal vem a fase gigante. A essa altura, as reservas de hidrogênio no interior da estrela estão completamente esgotadas, a região central do objeto é um núcleo de hélio e as reações termonucleares são deslocadas para a superfície do objeto. Sob a influência da fusão termonuclear, a casca se expande, mas a massa do núcleo de hélio cresce. Uma estrela comum se transforma em uma gigante vermelha.

A fase gigante e suas características

Em estrelas com massa pequena, a densidade do núcleo se torna colossal, transformando a matéria estelar em um gás relativístico degenerado. Se a massa da estrela for ligeiramente superior a 0,26 M, o aumento da pressão e da temperatura leva ao início da fusão do hélio, cobrindo toda a região central do objeto. Desde então, a temperatura da estrela tem aumentado rapidamente. A principal característica do processo é que o gás degenerado não tem a capacidade de se expandir. Sob a influência da alta temperatura, apenas a taxa de fissão do hélio aumenta, que é acompanhada por uma reação explosiva. Nesses momentos, podemos observar um flash de hélio. O brilho do objeto aumenta centenas de vezes, mas a agonia da estrela continua. Há uma transição da estrela para um novo estado, onde todos os processos termodinâmicos ocorrem no núcleo de hélio e na camada externa rarefeita.

A estrutura de uma estrela da sequência principal do tipo solar e uma gigante vermelha com um núcleo de hélio isotérmico e uma zona de nucleossíntese em camadas

Esta condição é temporária e não sustentável. A matéria estelar é constantemente misturada, enquanto uma parte significativa dela é ejetada no espaço circundante, formando uma nebulosa planetária. Um núcleo quente permanece no centro, que é chamado de anã branca.

Para estrelas de alta massa, esses processos não são tão catastróficos. A combustão do hélio é substituída pela reação de fissão nuclear de carbono e silício. Eventualmente, o núcleo estelar se transformará em ferro estelar. A fase de um gigante é determinada pela massa da estrela. Quanto maior a massa de um objeto, menor a temperatura em seu centro. Isso claramente não é suficiente para iniciar uma reação de fissão nuclear de carbono e outros elementos.

O destino de uma anã branca - uma estrela de nêutrons ou um buraco negro

Uma vez no estado de anã branca, o objeto está em um estado extremamente instável. Reações nucleares interrompidas levam a uma queda na pressão, o núcleo entra em estado de colapso. A energia liberada neste caso é gasta no decaimento do ferro em átomos de hélio, que decai ainda mais em prótons e nêutrons. O processo lançado está se desenvolvendo em ritmo acelerado. O colapso de uma estrela caracteriza a seção dinâmica da escala e leva uma fração de segundo no tempo. A ignição do combustível nuclear restante ocorre de forma explosiva, liberando uma quantidade colossal de energia em uma fração de segundo. Isso é suficiente para explodir as camadas superiores do objeto. O estágio final de uma anã branca é uma explosão de supernova.

O núcleo da estrela começa a entrar em colapso (esquerda). O colapso forma uma estrela de nêutrons e cria um fluxo de energia para as camadas externas da estrela (centro). A energia liberada como resultado da ejeção das camadas externas de uma estrela durante uma explosão de supernova (à direita).

O núcleo superdenso restante será um aglomerado de prótons e elétrons que colidem uns com os outros para formar nêutrons. O universo foi reabastecido com um novo objeto - uma estrela de nêutrons. por causa de alta densidade o núcleo torna-se degenerado, o processo de colapso do núcleo pára. Se a massa da estrela fosse grande o suficiente, o colapso poderia continuar até que os restos de matéria estelar finalmente caíssem no centro do objeto, formando um buraco negro.

Explicação da parte final da evolução das estrelas

Para estrelas normais em equilíbrio, os processos de evolução descritos são improváveis. No entanto, a existência de anãs brancas e estrelas de nêutrons prova existência real processos de compressão da matéria estelar. Um pequeno número de tais objetos no Universo indica a transitoriedade de sua existência. O estágio final da evolução estelar pode ser representado como uma cadeia sequencial de dois tipos:

• estrela normal - gigante vermelha - ejeção de camadas externas - anã branca;
• estrela massiva - supergigante vermelha - explosão de supernova - estrela de nêutrons ou buraco negro - inexistência.

Esquema da evolução das estrelas. Opções para a continuação da vida das estrelas fora da sequência principal.

É bastante difícil explicar os processos em curso do ponto de vista da ciência. Os cientistas nucleares concordam que, no caso do estágio final da evolução estelar, estamos lidando com a fadiga da matéria. Como resultado de um longo impacto mecânico termodinâmico, a matéria muda sua propriedades físicas. A fadiga da matéria estelar, esgotada por reações nucleares de longo prazo, pode explicar o aparecimento de um gás de elétrons degenerado, sua subsequente neutronização e aniquilação. Se todos os processos acima forem do começo ao fim, a matéria estelar deixa de ser uma substância física - a estrela desaparece no espaço, sem deixar nada para trás.

Bolhas interestelares e nuvens de gás e poeira, que são o berço das estrelas, não podem ser reabastecidas apenas às custas de estrelas desaparecidas e explodidas. O universo e as galáxias estão em equilíbrio. Há uma perda constante de massa, a densidade do espaço interestelar diminui em uma parte do espaço sideral. Consequentemente, em outra parte do Universo, criam-se condições para a formação de novas estrelas. Em outras palavras, o esquema funciona: se uma certa quantidade de matéria desapareceu em um lugar, em outro lugar do Universo a mesma quantidade de matéria apareceu de forma diferente.

Finalmente

Estudando a evolução das estrelas, chegamos à conclusão de que o Universo é uma gigantesca solução rarefeita na qual parte da matéria é transformada em moléculas de hidrogênio, que é material de construção para as estrelas. A outra parte se dissolve no espaço, desaparecendo da esfera das sensações materiais. Um buraco negro nesse sentido é o ponto de transição de todo material em antimatéria. É bastante difícil compreender completamente o significado do que está acontecendo, especialmente se, ao estudar a evolução das estrelas, confiar apenas nas leis da física nuclear, quântica e termodinâmica. Estudar esse assunto deve-se incluir a teoria da probabilidade relativa, que permite a curvatura do espaço, permitindo que uma energia seja transformada em outra, um estado em outro.