La vita interna di una stella è regolata dall'azione di due forze: la forza di attrazione, che si oppone alla stella, la trattiene, e la forza rilasciata durante le reazioni nucleari che avvengono nel nucleo. Al contrario, tende a "spingere" la stella in uno spazio lontano. Durante le fasi di formazione, una stella densa e compressa è sotto una forte influenza di gravità. Di conseguenza, si verifica un forte riscaldamento, la temperatura raggiunge i 10-20 milioni di gradi. Questo è sufficiente per avviare reazioni nucleari, a seguito delle quali l'idrogeno viene convertito in elio.
Quindi, per un lungo periodo, le due forze si equilibrano, la stella è in uno stato stabile. Quando il combustibile nucleare del nucleo si esaurisce gradualmente, la stella entra in una fase di instabilità, due forze si oppongono. Un momento critico arriva per una stella, il massimo diversi fattori– temperatura, densità, Composizione chimica. La massa della stella viene prima di tutto, è da essa che dipende il futuro di questo corpo celeste: o la stella si accende come una supernova o si trasforma in una nana bianca, una stella di neutroni o un buco nero.
Come si esaurisce l'idrogeno
Solo molto grandi tra i corpi celesti (circa 80 volte la massa di Giove) diventano stelle, quelli più piccoli (circa 17 volte più piccoli di Giove) diventano pianeti. Esistono anche corpi di massa media, troppo grandi per appartenere alla classe dei pianeti e troppo piccoli e freddi perché le reazioni nucleari caratteristiche delle stelle avvengano nelle loro profondità.
Questi corpi celesti di colore scuro hanno una luminosità debole, sono abbastanza difficili da distinguere nel cielo. Si chiamano "nane brune".
Quindi, una stella è formata da nubi costituite da gas interstellare. Come già notato, abbastanza a lungo la stella è in equilibrio. Poi arriva un periodo di instabilità. L'ulteriore destino della stella dipende da vari fattori. Si consideri un'ipotetica stella piccola con una massa compresa tra 0,1 e 4 masse solari. tratto caratteristico stelle con massa ridotta 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 c'è nuova fornitura di questo elemento negli strati esterni. L'idrogeno, bruciando, 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 DR, si sta lentamente allontanando dalla fase della sequenza principale. Nella nuova fase, la densità della materia all'interno della stella aumenta, la composizione del nucleo "degenera", di conseguenza appare una consistenza speciale. È diverso dalla materia normale.
Modifica della materia
Quando la materia cambia, la pressione dipende solo dalla densità dei gas e non dalla temperatura.
Nel diagramma Hertzsprung-Russell, la stella si sposta a destra e poi in alto, avvicinandosi alla regione della gigante rossa. Le sue dimensioni aumentano in modo significativo e, per questo motivo, 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. In primo luogo, si verificano reazioni nucleari, quindi, quando viene raggiunta la temperatura ottimale, l'elio si scioglie. Quando ciò accade, l'improvviso aumento della temperatura interna provoca uno scoppio e la stella si sposta rapidamente a sinistra. Diagrammi H-R. Questo è il cosiddetto "flash di elio". In questo momento, il nucleo contenente elio brucia insieme all'idrogeno, che fa parte del guscio che circonda il nucleo. Sul diagramma GP, questa fase viene fissata spostandosi a destra lungo la linea orizzontale.
Ultime fasi evolutive
Durante la trasformazione dell'elio in carbonio, il nucleo cambia. La sua temperatura aumenta fino a (se la stella è grande) fino a quando il carbonio inizia a bruciare. C'è un nuovo focolaio. In ogni caso, durante le ultime fasi dell'evoluzione di una stella, si nota una significativa perdita di massa. Questo può accadere gradualmente o bruscamente, durante uno scoppio, quando gli strati esterni della stella scoppiano come grande bolla. In quest'ultimo caso, si forma una nebulosa planetaria, un guscio sferico che si propaga all'interno spazio a velocità di diverse decine o addirittura centinaia di chilometri al secondo.
Il destino finale di una stella dipende dalla massa rimasta dopo tutto ciò che accade in essa. Se ha espulso molta materia durante tutte le trasformazioni e le esplosioni e la sua massa non supera 1,44 masse solari, la stella si trasforma in una nana bianca. Questa cifra è chiamata il "limite di Chandra-sekara" in onore dell'astrofisico pakistano Subrahmanyan Chandrasekhar. Questa è la massa massima di una stella alla quale una fine catastrofica potrebbe non aver luogo a causa della pressione degli elettroni nel nucleo.
Dopo l'esplosione degli strati esterni, il nucleo della stella rimane e la sua temperatura superficiale è molto alta - circa 100.000 °K. La stella si sposta sul bordo sinistro del diagramma G-R e scende. La sua luminosità diminuisce al diminuire delle sue dimensioni.
La stella raggiunge lentamente la zona delle nane bianche. Si tratta di stelle di piccolo diametro (come la nostra), ma caratterizzate da una densità molto alta, 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 di una stella, senza bagliori. Si sta lentamente raffreddando.
Gli scienziati ritengono che la fine della nana bianca passi molto lentamente, in ogni caso, dall'inizio dell'esistenza dell'Universo, sembra che nessuna nana bianca abbia sofferto di "morte termica".
Se la stella è grande e la sua massa è maggiore del Sole, erutterà come una supernova. Durante uno sfogo, una stella può essere completamente o parzialmente distrutta. Nel primo caso lascerà una nuvola di gas con le sostanze residue della stella. Nel secondo, rimane un corpo celeste della più alta densità: una stella di neutroni o un buco nero.
Come ogni corpo in natura, anche le stelle non possono rimanere immutate. Nascono, si sviluppano e infine “muoiono”. L'evoluzione delle stelle richiede miliardi di anni, ma ci sono controversie sul tempo della loro formazione. In precedenza, gli astronomi credevano che il processo della loro "nascita" dalla polvere di stelle richiedesse milioni di anni, ma non molto tempo fa sono state ottenute fotografie di una regione del cielo dalla Grande Nebulosa di Orione. In pochi anni c'è stato un piccolo
Nelle fotografie del 1947, un piccolo gruppo di oggetti simili a stelle è stato registrato in questo luogo. Nel 1954, alcuni di loro erano già diventati oblunghi e dopo altri cinque anni questi oggetti si sono divisi in oggetti separati. Quindi per la prima volta il processo di nascita delle stelle è avvenuto letteralmente davanti agli astronomi.
Diamo un'occhiata più da vicino a come vanno la struttura e l'evoluzione delle stelle, come iniziano e finiscono la loro vita senza fine, per gli standard umani.
Tradizionalmente, gli scienziati presumono che le stelle si formino come risultato della condensazione delle nuvole di un ambiente gas-polvere. Sotto l'azione delle forze gravitazionali, una palla di gas opaca si forma dalle nuvole formate, di struttura densa. La sua pressione interna non può bilanciare le forze che lo comprimono. forze gravitazionali. A poco a poco, la palla si restringe così tanto che la temperatura dell'interno stellare aumenta e la pressione del gas caldo all'interno della palla bilancia le forze esterne. Dopodiché, la compressione si interrompe. La durata di questo processo dipende dalla massa della stella e di solito varia da due a diverse centinaia di milioni di anni.
La struttura delle stelle suggerisce un molto alta temperatura nelle loro profondità, che contribuisce ai continui processi termonucleari (l'idrogeno che li forma si trasforma in elio). Sono questi processi che sono la causa dell'intensa radiazione delle stelle. Il tempo per il quale consumano la scorta disponibile di idrogeno è determinato dalla loro massa. Anche la durata della radiazione dipende da questo.
Quando le riserve di idrogeno si esauriscono, l'evoluzione delle stelle si avvicina allo stadio di formazione, come segue. Dopo la cessazione del rilascio di energia, le forze gravitazionali iniziano a comprimere il nucleo. In questo caso, la stella aumenta notevolmente di dimensioni. Anche la luminosità aumenta man mano che il processo continua, ma solo in uno strato sottile al confine centrale.
Questo processo è accompagnato da un aumento della temperatura del nucleo di elio che si restringe e dalla trasformazione dei nuclei di elio in nuclei di carbonio.
Si prevede che il nostro Sole diventerà una gigante rossa tra otto miliardi di anni. Allo stesso tempo, il suo raggio aumenterà di diverse decine di volte e la luminosità aumenterà centinaia di volte rispetto agli indicatori attuali.
La durata della vita di una stella, come già notato, dipende dalla sua massa. Gli oggetti con una massa inferiore a quella del sole "esauriscono" le loro riserve in modo molto economico, quindi possono brillare per decine di miliardi di anni.
L'evoluzione delle stelle si conclude con la formazione, ciò accade con quelle la cui massa è vicina a quella del Sole, cioè non supera 1,2 di esso.
Le stelle giganti tendono ad esaurire rapidamente la loro scorta di combustibile nucleare. Ciò è accompagnato da una significativa perdita di massa, in particolare a causa dello spargimento dei gusci esterni. Di conseguenza, rimane solo una parte centrale a raffreddamento graduale, in cui le reazioni nucleari sono completamente cessate. Nel tempo, tali stelle interrompono la loro radiazione e diventano invisibili.
Ma a volte la normale evoluzione e struttura delle stelle è disturbata. Molto spesso si tratta di oggetti enormi che hanno esaurito tutti i tipi di combustibile termonucleare. Quindi possono essere convertiti in neutroni, oppure E più scienziati imparano su questi oggetti, più nuove domande sorgono.
Lo studio dell'evoluzione stellare è impossibile osservando una sola stella: molti cambiamenti nelle stelle procedono troppo lentamente per essere notati anche dopo molti secoli. Pertanto, gli scienziati studiano molte stelle, ognuna delle quali si trova a un certo stadio ciclo vitale. Negli ultimi decenni, la modellazione della struttura delle stelle utilizzando la tecnologia informatica si è diffusa in astrofisica.
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✪ Stelle ed evoluzione stellare (narrazione di Sergey Popov e Ilgonis Vilks)
✪ Evoluzione stellare. L'evoluzione del gigante azzurro in 3 minuti
✪ Surdin V.G. Evoluzione stellare parte 1
✪ SA Lamzin - "Evoluzione stellare"
Il processo di formazione stellare può essere descritto uniformemente, ma le fasi successive dell'evoluzione di una stella dipendono quasi interamente dalla sua massa, e solo alla fine dell'evoluzione di una stella la sua composizione chimica può svolgere il suo ruolo.
Stelle giovani di massa ridotta (fino a tre masse solari) [ ] , che sono sulla strada per la sequenza principale , sono completamente convettive, - il processo di convezione copre l'intero corpo della stella. Si tratta ancora, infatti, di protostelle, al cui centro stanno appena iniziando le reazioni nucleari, e tutta la radiazione avviene principalmente per compressione gravitazionale. Fino a quando non si stabilisce l'equilibrio idrostatico, la luminosità della stella diminuisce a temperatura effettiva costante. Nel diagramma Hertzsprung-Russell, tali stelle formano una traccia quasi verticale, chiamata traccia di Hayashi. Quando la contrazione rallenta, la giovane stella si avvicina alla sequenza principale. Oggetti di questo tipo sono associati a stelle del tipo T Toro.
In questo momento, nelle stelle con una massa maggiore di 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 stellare prevale il trasferimento di energia convettivo.
Non è noto con certezza quali caratteristiche abbiano le stelle di massa inferiore nel momento in cui raggiungono la sequenza principale, poiché il tempo che queste stelle trascorrono 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.
Quando la stella si contrae, la pressione del gas di elettroni degenerati inizia ad aumentare, e quando viene raggiunto un certo raggio della stella, la contrazione si interrompe, il che porta all'arresto dell'ulteriore aumento della temperatura nel nucleo della stella causato dalla contrazione, e poi alla sua diminuzione. Per le stelle inferiori a 0,0767 masse solari, questo non accade: l'energia rilasciata durante le reazioni nucleari non sarà mai sufficiente per bilanciare la pressione interna e la contrazione gravitazionale. Tali "sottostelle" irradiano più energia di quella prodotta nel processo delle reazioni termonucleari e appartengono alle cosiddette nane brune. Il loro destino è una contrazione costante fino a quando la pressione del gas degenerato non lo ferma, e quindi un raffreddamento graduale con la cessazione di tutte le reazioni di fusione che sono iniziate.
Stelle giovani 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. Le stelle Ae\Be Herbig sono variabili irregolari di tipo spettrale B-F0. Hanno 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 Tru Taurus, quindi riscaldano e disperdono efficacemente i resti della nuvola protostellare.
Stelle con tali masse hanno già le caratteristiche delle stelle normali, perché hanno superato tutti gli stadi intermedi e sono state in grado di raggiungere una tale velocità di reazioni nucleari che compensava la perdita di energia per irraggiamento, mentre la massa veniva accumulata per raggiungere l'equilibrio idrostatico di il centro. 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 entrate a far parte della stella, ma, al contrario, le disperdono. Pertanto, la massa della stella formata è notevolmente inferiore alla massa della nuvola protostellare. Molto probabilmente, questo spiega l'assenza di stelle con una massa maggiore di circa 300 masse solari nella nostra galassia.
Le stelle sono disponibili in un'ampia varietà di colori e dimensioni. Essi variano nel tipo spettrale dal blu caldo al rosso freddo e in massa da 0,0767 a circa 300 masse solari, secondo stime recenti. La luminosità e il colore di una stella dipendono dalla temperatura della sua superficie, che a sua volta è determinata dalla sua massa. Tutte le nuove stelle "prendono il loro posto" nella sequenza principale in base alla loro composizione chimica e massa. Questo, ovviamente, non riguarda il movimento fisico della stella, ma solo la sua posizione sul diagramma indicato, che dipende dai parametri della stella. Infatti, il movimento di una stella lungo il diagramma corrisponde solo a una modifica dei parametri della stella.
Il "bruciare" termonucleare della materia ripreso a un nuovo livello provoca una mostruosa espansione della stella. La stella "si gonfia", diventando molto "sciolta", e le sue dimensioni aumentano 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.
Al momento, non si sa con certezza cosa accada alle stelle luminose dopo l'esaurimento della scorta di idrogeno al loro interno. 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 simulazione al computer dei processi che si verificano in tali stelle.
Alcune stelle possono sintetizzare l'elio solo in alcune zone attive, il che causa la loro instabilità e forti venti stellari. In questo caso non si verifica la formazione di una nebulosa planetaria e la stella evapora solo, diventando ancora più piccola di una nana bruna [ ] .
Una stella con una massa inferiore a 0,5 massa solare non è in grado di convertire l'elio anche dopo che le reazioni che coinvolgono l'idrogeno cessano nel suo nucleo: la massa di una tale stella è troppo piccola per fornire una nuova fase di compressione gravitazionale a un grado sufficiente per " accensione" elio. Queste stelle includono nane rosse, come Proxima Centauri, la cui durata della sequenza principale varia da decine di miliardi a decine di trilioni di anni. Dopo la fine delle reazioni termonucleari nei loro nuclei, essi, raffreddandosi gradualmente, continueranno a irradiare debolmente nelle gamme dell'infrarosso e delle microonde dello spettro elettromagnetico.
Al raggiungimento stella di medie dimensioni(da 0,4 a 3,4 masse solari) [ ] della fase di gigante rossa, l'idrogeno finisce nel suo nucleo e iniziano le reazioni di sintesi del carbonio dall'elio. Questo processo avviene a temperature più elevate 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 tappa nella vita di una stella e continua per qualche tempo. Per una stella vicina alle dimensioni del Sole, questo processo può richiedere circa un miliardo di anni.
I cambiamenti nella quantità di energia irradiata fanno sì che la stella attraversi periodi di instabilità, inclusi cambiamenti nelle dimensioni, nella temperatura superficiale e nel rilascio di energia. Il rilascio di energia viene spostato verso la radiazione a bassa frequenza. Tutto ciò è accompagnato da una crescente perdita di massa dovuta ai forti venti stellari e alle intense pulsazioni. Le stelle in questa fase sono chiamate "stelle di tipo tardo" (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 di polvere e molecole. Con la forte radiazione infrarossa della stella sorgente, in tali gusci si formano le condizioni ideali per l'attivazione dei maser cosmici.
Le reazioni di fusione dell'elio sono molto sensibili alla temperatura. A volte questo porta a una grande instabilità. Sorgono pulsazioni più forti, che di conseguenza danno 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 cessano le reazioni termonucleari e, mentre si raffredda, si trasforma in una nana bianca di elio, di regola, con una massa fino a 0,5-0,6 solare masse e un diametro dell'ordine del diametro terrestre.
La stragrande maggioranza delle stelle, compreso il Sole, completa la propria evoluzione contraendosi fino a quando la pressione degli elettroni degenerati bilancia la gravità. In questo stato, quando la dimensione della stella diminuisce di un fattore cento e la densità diventa un milione di volte superiore a quella dell'acqua, la stella viene chiamata nana bianca. Viene privato di fonti di energia e, raffreddandosi gradualmente, diventa una invisibile nana nera.
Nelle stelle più massicce del Sole, la pressione degli elettroni degenerati non può fermare un'ulteriore compressione del nucleo e gli elettroni iniziano a "premere" nei nuclei atomici, che trasformano i protoni in neutroni, tra i quali non c'è forza di repulsione elettrostatica. Tale neutronizzazione della materia porta al fatto che la dimensione della stella, che ora, di fatto, è un enorme nucleo atomico, viene misurata in diversi chilometri e la densità è 100 milioni di volte superiore alla densità dell'acqua. Un tale oggetto è chiamato stella di neutroni; il suo equilibrio è mantenuto dalla pressione della materia degenerata dei neutroni.
Dopo che una stella con una massa maggiore di cinque masse solari è entrata nello stadio di una supergigante rossa, il suo nucleo inizia a ridursi sotto l'influenza delle forze gravitazionali. All'aumentare della compressione, 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. A questo punto, ulteriore esotermico fusione termonucleare diventa impossibile, poiché il nucleo di ferro-56 ha un difetto di massa massimo e la formazione di nuclei più pesanti con rilascio di energia è impossibile. 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 un collasso immediato del nucleo con la neutronizzazione della sua sostanza.
Quello che succede dopo non è ancora del tutto chiaro, ma, in ogni caso, i processi in corso in una manciata di secondi portano a un'esplosione di supernova di incredibile potenza.
Forti getti di neutrini e un campo magnetico rotante spingono fuori la maggior parte del materiale accumulato dalla stella [ ] - i cosiddetti elementi di seduta, compresi gli elementi in ferro e più leggeri. La materia in espansione viene bombardata dai neutroni emessi dal nucleo stellare, catturandoli e creando così un insieme di elementi più pesanti del ferro, compresi quelli radioattivi, fino all'uranio (e forse anche alla California). Quindi, le esplosioni di supernova spiegano la presenza di elementi più pesanti del ferro nella materia interstellare, ma questo non è l'unico modo possibile le loro formazioni, che, ad esempio, mostrano stelle di tecnezio.
onda d'urto e i getti di neutrini portano via la materia stella morente [ ] nello spazio interstellare. Successivamente, mentre si raffredda e viaggia nello spazio, questo materiale di supernova può entrare in collisione con altri "rottami" spaziali e, eventualmente, partecipare alla formazione di nuove stelle, pianeti o satelliti.
I processi che hanno luogo durante la formazione di una supernova sono ancora allo studio e finora questo problema non è chiaro. Anche in questione è il momento ciò che effettivamente rimane della stella originale. Tuttavia, vengono prese in considerazione due opzioni: stelle di neutroni e buchi neri.
È noto che in alcune supernove, la forte gravità all'interno della supergigante fa sì che gli elettroni vengano assorbiti dal nucleo atomico, dove, fondendosi con i protoni, formano neutroni. Questo processo è chiamato neutronizzazione. Le forze elettromagnetiche che separano i nuclei vicini scompaiono. Il nucleo di una stella è ora una palla densa di nuclei atomici e singoli neutroni.
Tali stelle, note 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 compiono 600 giri al secondo. Per alcuni di essi, l'angolo tra il vettore di radiazione e l'asse di rotazione può essere tale che la Terra cada nel cono formato da questa radiazione; in questo caso è possibile registrare un impulso di radiazione che si ripete ad intervalli pari al periodo di rivoluzione della stella. Tali stelle di neutroni furono chiamate "pulsar" e divennero le prime stelle di neutroni scoperte.
Non tutte le stelle, dopo aver superato la fase di esplosione di una supernova, diventano stelle di neutroni. Se la stella ha una massa sufficientemente grande, il collasso di una tale stella continuerà e i neutroni stessi inizieranno a cadere verso l'interno finché il suo raggio non sarà inferiore al raggio di Schwarzschild. La stella diventa quindi un buco nero.
L'esistenza dei buchi neri è stata prevista dalla teoria della relatività generale. Secondo questa teoria,
Occupa un punto nell'angolo in alto a destra: ha una grande luminosità e bassa temperatura. La radiazione principale si verifica in raggio infrarosso. Le radiazioni del guscio di polvere fredda ci raggiungono. Nel processo di evoluzione, la posizione della stella sul diagramma cambierà. L'unica fonte di energia in questa fase è la contrazione gravitazionale. Pertanto, la stella si muove abbastanza rapidamente parallelamente all'asse y.
La temperatura superficiale non cambia, ma il raggio e la luminosità diminuiscono. La temperatura al centro della stella sale, raggiungendo un valore in cui iniziano le reazioni con elementi leggeri: litio, berillio, boro, che si bruciano rapidamente, ma riescono a rallentare la compressione. La traccia gira parallela all'asse y, la temperatura sulla superficie della stella aumenta e la luminosità rimane pressoché costante. Infine, al centro della stella, iniziano le reazioni di formazione dell'elio dall'idrogeno (combustione dell'idrogeno). La stella entra nella sequenza principale.
La durata della fase iniziale è determinata dalla massa della stella. Per stelle come il Sole, sono circa 1 milione di anni, per una stella di massa 10 M☉ circa 1000 volte più piccolo, e per una stella con massa 0,1 M☉ migliaia di volte di più.
All'inizio della sua evoluzione, una stella di piccola massa ha un nucleo radiante e un involucro convettivo (Fig. 82, I).
Nella fase della sequenza principale, la stella brilla a causa del rilascio di energia nelle reazioni nucleari della conversione dell'idrogeno in elio. L'apporto di idrogeno garantisce la luminosità di una stella di massa 1 M☉ Approssimativamente entro 10 10 anni. Le stelle di massa maggiore consumano idrogeno più velocemente: ad esempio, una stella con massa 10 M☉ consumerà idrogeno in meno di 10 7 anni (la luminosità è proporzionale alla quarta potenza della massa).
Quando l'idrogeno si esaurisce, le regioni centrali della stella sono fortemente compresse.
Dopo essere entrati nella sequenza principale, l'evoluzione di una stella di grande massa (>1.5 M☉) è determinato dalle condizioni di combustione del combustibile nucleare all'interno della stella. Nella fase della sequenza principale, questa è la combustione dell'idrogeno, ma a differenza delle stelle di piccola massa, le reazioni del ciclo carbonio-azoto dominano nel nucleo. In questo ciclo, gli atomi C e N svolgono il ruolo di catalizzatori. La velocità di rilascio di energia nelle reazioni di un tale ciclo è proporzionale a T 17. Pertanto, nel nucleo si forma un nucleo convettivo, circondato da una zona in cui il trasferimento di energia viene effettuato per irraggiamento.
La luminosità delle stelle di grande massa è molto più alta della luminosità del Sole e l'idrogeno viene consumato molto più velocemente. Ciò è dovuto al fatto che anche la temperatura al centro di tali stelle è molto più alta.
Quando la proporzione di idrogeno nella sostanza del nucleo convettivo diminuisce, la velocità di rilascio di energia diminuisce. Ma poiché la velocità di rilascio è determinata dalla luminosità, il nucleo inizia a ridursi e la velocità di rilascio di energia rimane costante. Allo stesso tempo, la stella si espande e passa nella regione delle giganti rosse.
Quando l'idrogeno è completamente bruciato, si forma un piccolo nucleo di elio al centro di una stella di piccola massa. Nel nucleo, la densità della materia e la temperatura raggiungono rispettivamente 10 9 kg/m e 10 8 K. La combustione dell'idrogeno avviene sulla superficie del nucleo. Quando la temperatura nel nucleo aumenta, la velocità di combustione dell'idrogeno aumenta e la luminosità aumenta. La zona radiante scompare gradualmente. E a causa dell'aumento della velocità dei flussi convettivi, gli strati esterni della stella si gonfiano. Le sue dimensioni e la sua luminosità aumentano: la stella si trasforma in una gigante rossa (Fig. 82, II).
Quando l'idrogeno di una stella di grande massa è completamente esaurito, nel nucleo inizia una reazione di triplo elio e contemporaneamente la reazione di formazione di ossigeno (3He => C e C + He => 0). Allo stesso tempo, l'idrogeno inizia a bruciare sulla superficie del nucleo di elio. Viene visualizzata la sorgente del primo livello.
La fornitura di elio si esaurisce molto rapidamente, poiché nelle reazioni descritte in ogni atto elementare viene rilasciata relativamente poca energia. L'immagine si ripete e nella stella compaiono due sorgenti di livello e la reazione C + C => Mg inizia nel nucleo.
Il percorso evolutivo in questo caso risulta essere molto complesso (Fig. 84). Nel diagramma di Hertzsprung-Russell, la stella si muove lungo la sequenza dei giganti o (con una massa molto grande nella regione delle supergiganti) diventa periodicamente una cefei.
In una stella di piccola massa, alla fine, la velocità del flusso convettivo a un certo livello raggiunge la seconda velocità spaziale, il guscio si rompe e la stella si trasforma in una nana bianca, circondata da una nebulosa planetaria.
La traccia evolutiva di una stella di piccola massa nel diagramma Hertzsprung-Russell è mostrata nella Figura 83.
Alla fine dell'evoluzione, una stella di grande massa ha una struttura molto complessa. Ogni strato ha la sua composizione chimica, le reazioni nucleari hanno luogo in più sorgenti di strati e al centro si forma un nucleo di ferro (Fig. 85).
Le reazioni nucleari con il ferro non procedono, poiché richiedono il dispendio (e non il rilascio) di energia. Pertanto, il nucleo di ferro viene rapidamente compresso, la temperatura e la densità al suo interno aumentano, raggiungendo valori fantastici: una temperatura di 10 9 K e una pressione di 10 9 kg / m 3. materiale dal sito
In questo momento iniziano due processi più importanti, che si svolgono nel nucleo contemporaneamente e molto rapidamente (apparentemente, in pochi minuti). Il primo è che durante la collisione dei nuclei, gli atomi di ferro decadono in 14 atomi di elio, il secondo è che gli elettroni vengono "pressati" in protoni, formando neutroni. Entrambi i processi sono associati all'assorbimento di energia e la temperatura nel nucleo (anche la pressione) diminuisce istantaneamente. Gli strati esterni della stella iniziano a cadere verso il centro.
La caduta degli strati esterni porta ad un forte aumento della temperatura in essi. Idrogeno, elio, carbonio iniziano a bruciare. Questo è accompagnato da un potente flusso di neutroni che proviene dal nucleo centrale. Di conseguenza, il più potente esplosione nucleare, gettando via gli strati esterni della stella, che già contenevano tutti gli elementi pesanti, fino alla California. Secondo le opinioni moderne, tutti gli atomi di elementi chimici pesanti (cioè più pesanti dell'elio) si sono formati nell'Universo proprio nei bagliori
Agenzia federale per l'istruzione
GOU VPO
Accademia statale di economia e servizi di Ufa
dipartimento "Fisica"
TEST
nella disciplina "Concetti di scienze naturali moderne"
sul tema "Le stelle e la loro evoluzione"
Completato da: Lavrinenko R.S.
gruppo SZ-12
Controllato da: Altaiskaya A.V.
Ufa-2010
Introduzione………………………………………………………………………………...3
Fasi dell'evoluzione delle stelle………………………………………………………………………………………………………………………… …………………………………………………………………………………………………………………………………………… …………
Caratteristiche e composizione chimica delle stelle………………………….................................. 11
Previsione dell'evoluzione del Sole…………………………………………….................................. ........20
Fonti di energia termica delle stelle………………………………………………………………………………………………………………………… …………………………………………………………………………………………………………………………………………… ………………………….
Conclusione…………………………………………………………..............
Letteratura…………………………………………………………………………
introduzione
In una notte limpida e senza luna, ad occhio nudo si possono vedere circa 3.000 stelle sopra l'orizzonte. E ogni volta, guardando il cielo stellato, ci poniamo la domanda: cosa sono le stelle? Uno sguardo superficiale troverà somiglianze tra stelle e pianeti. Dopotutto, i pianeti, se osservati con un occhio semplice, sono visibili come punti luminosi di varia luminosità. Tuttavia, già diversi millenni prima di noi, attenti osservatori del cielo - pastori e contadini, marinai e partecipanti alle traversate di carovane - sono giunti alla conclusione che stelle e pianeti sono fenomeni di natura diversa. I pianeti, proprio come la Luna e il Sole, cambiano la loro posizione nel cielo, si spostano da una costellazione all'altra e riescono a percorrere una distanza significativa in un anno, e le stelle sono fisse l'una rispetto all'altra. Anche le persone anziane profonde vedono i contorni delle costellazioni esattamente come li vedevano durante l'infanzia.
Le stelle non possono appartenere al sistema solare. Se fossero all'incirca alla stessa distanza dei pianeti, sarebbe impossibile trovare una spiegazione per la loro apparente immobilità. È naturale presumere che anche le stelle si muovano nello spazio, ma sono lontane da noi, che il loro movimento apparente sia trascurabile. Si crea l'illusione della fissità delle stelle. Ma se le stelle sono così lontane, allora con una luminosità apparente paragonabile alla luminosità apparente dei pianeti, dovrebbero studiare molte volte più potentemente dei pianeti. Tale linea di ragionamento ha portato all'idea che le stelle sono corpi di natura simile al Sole. Questa idea è stata difesa da Giordano Bruno. Ma alla fine il problema è stato risolto dopo due scoperte. Il primo fu realizzato da Halley nel 1718. Mostrò la convenzionalità del nome tradizionale "stelle fisse". Per chiarire la costante di precessione, ha confrontato i cataloghi stellari contemporanei con quelli antichi, e soprattutto con il catalogo di Ipparco (circa 129 a.C.) - il primo catalogo stellare menzionato nei documenti storici e con il catalogo dell'Almagesto 1 di Tolomeo (138 d.C. ). Sullo sfondo di un quadro omogeneo, lo spostamento regolare di tutte le stelle, Halley scoprì un fatto sorprendente: "Tre stelle: ... o l'Occhio del Toro Aldebaran, Sirio e Arturo contraddicevano direttamente questa regola". Fu così scoperto il moto proprio delle stelle. Ha ricevuto il suo riconoscimento finale negli anni '70 del XVIII secolo, dopo la misurazione dei movimenti propri di decine di stelle da parte dell'astronomo tedesco Tobias Mayer e dell'astronomo inglese Nevil Maskelyne. La seconda scoperta fu fatta nel 1824 da Josef Fraunhofer, che fece le prime osservazioni degli spettri delle stelle. Successivamente, studi dettagliati degli spettri delle stelle hanno portato alla conclusione che le stelle, come il Sole, sono costituite da gas ad alta temperatura, e anche che gli spettri di tutte le stelle possono essere suddivisi in più classi e lo spettro del Sole appartiene a una di queste classi. Ne consegue che la luce delle stelle è della stessa natura della luce del sole.
Il sole è una delle stelle. Questa è una stella molto vicina a noi, con la quale la Terra è fisicamente connessa, attorno alla quale si muove. Ma ci sono molte stelle, hanno brillantezza diversa, colori diversi, irradiano un'enorme quantità di energia nello spazio e quindi, perdendo questa energia, non possono che cambiare: devono attraversare una sorta di percorso evolutivo.
Fasi dell'evoluzione stellare
Le stelle sono grandiosi sistemi plasmatici in cui le caratteristiche fisiche, la struttura interna e la composizione chimica cambiano nel tempo. Il tempo dell'evoluzione stellare è molto lungo e non è possibile tracciare direttamente l'evoluzione di una o di un'altra stella particolare. Ciò è compensato dal fatto che ciascuna delle molte stelle nel cielo attraversa una fase di evoluzione. Riassumendo le osservazioni, è possibile ripristinare la direzione generale dell'evoluzione stellare (secondo il diagramma Hertzsprung-Russell (Figura 1), è visualizzata dalla sequenza principale e dalla deviazione da essa su e giù).
Figura 1. Diagramma Hertzsprung-Russell
Nel diagramma Hertzsprung-Russell, le stelle sono distribuite in modo non uniforme. Circa il 90% delle stelle è concentrato in una banda stretta che attraversa diagonalmente il diagramma. Questa banda è chiamata sequenza principale. La sua estremità superiore si trova nella regione delle brillanti stelle blu. La differenza nella popolazione di stelle situate sulla sequenza principale e nelle regioni adiacenti alla sequenza principale è di diversi ordini di grandezza. Il motivo è che nella sequenza principale ci sono stelle nella fase di combustione dell'idrogeno, che costituisce la maggior parte della vita di una stella. Il sole è sulla sequenza principale. Le successive regioni più popolose dopo la sequenza principale sono le nane bianche, le giganti rosse e le supergiganti rosse. Le giganti rosse e le supergiganti sono per lo più stelle allo stadio di elio in fiamme e nuclei più pesanti.
La moderna teoria della struttura e dell'evoluzione delle stelle spiega l'andamento generale dello sviluppo delle stelle in buon accordo con i dati osservativi.
Le fasi principali dell'evoluzione di una stella sono la sua nascita (formazione stellare); un lungo periodo di esistenza (solitamente stabile) di una stella come sistema integrale in equilibrio idrodinamico e termico; e, infine, il periodo della sua "morte", cioè uno squilibrio irreversibile che porta alla distruzione di una stella o alla sua compressione catastrofica.
Secondo l'ipotesi generalmente accettata di una nuvola di gas e polvere, una stella nasce come risultato della compressione gravitazionale di una nuvola di gas e polvere interstellare. Quando una tale nuvola diventa più densa, si forma prima una protostella, la temperatura al suo centro cresce costantemente fino a raggiungere il limite necessario affinché la velocità del movimento termico delle particelle superi la soglia, dopodiché i protoni sono in grado di superare le forze macroscopiche di reciproca repulsione elettrostatica ed entrare in una reazione termica. fusione nucleare.
Come risultato di una reazione di fusione multistadio di quattro protoni, alla fine si forma un nucleo di elio (2 protoni + 2 neutroni) e un'intera fontana di vari particelle elementari. Nello stato finale, la massa totale delle particelle formate è inferiore alla massa dei quattro protoni iniziali, il che significa che durante la reazione viene rilasciata energia libera. Per questo motivo, il nucleo interno di una stella appena nata si riscalda rapidamente fino a temperature ultra elevate e la sua energia in eccesso inizia a schizzare verso la sua superficie meno calda e fuori. Allo stesso tempo, la pressione al centro della stella inizia a salire. Pertanto, "bruciando" idrogeno nel processo di una reazione termonucleare, la stella non consente alle forze di attrazione gravitazionale di comprimersi in uno stato superdenso, contrastando il collasso gravitazionale con una pressione termica interna continuamente rinnovata, risultando in un'energia stabile equilibrio. Si dice che le stelle che bruciano attivamente idrogeno siano nella "fase principale" del loro ciclo di vita o evoluzione. La trasformazione di un elemento chimico in un altro all'interno di una stella è chiamata fusione nucleare o nucleosintesi.
In particolare, il Sole è nella fase attiva di bruciare idrogeno nel processo di nucleosintesi attiva da circa 5 miliardi di anni, e le riserve di idrogeno nel nucleo per la sua continuazione dovrebbero essere sufficienti al nostro luminare per altri 5,5 miliardi di anni. Più la stella è massiccia, più carburante ha idrogeno, ma per contrastare le forze del collasso gravitazionale, deve bruciare idrogeno a una velocità che supera il tasso di crescita delle riserve di idrogeno all'aumentare della massa della stella. Per le stelle con masse che superano di 15 volte la massa solare, il tempo di esistenza stabile risulta essere solo di circa 10 milioni di anni. Questo è un tempo estremamente insignificante per gli standard cosmici, perché il tempo assegnato al nostro Sole è di 3 ordini di grandezza più alto - circa 10 miliardi di anni.
Prima o poi, qualsiasi stella consumerà tutto l'idrogeno adatto a bruciare nella sua fornace termonucleare. Dipende anche dalla massa della stella. Il sole (e tutte le stelle meno di otto volte la sua massa) finiscono la loro vita in un modo molto banale. Quando le riserve di idrogeno nelle viscere della stella si esauriscono, le forze di contrazione gravitazionale, che hanno pazientemente atteso quest'ora dal momento stesso della nascita della stella, iniziano a prevalere - e sotto la loro influenza la stella inizia restringersi e condensarsi. Questo processo ha un duplice effetto: la temperatura negli strati immediatamente attorno al nucleo della stella sale ad un livello in cui l'idrogeno in esso contenuto entra in una reazione di fusione con formazione di elio. Allo stesso tempo, la temperatura nel nucleo stesso, che ora consiste praticamente di un elio, aumenta così tanto che l'elio stesso - una specie di "cenere" della reazione di nucleosintesi primaria in decomposizione - entra in una nuova reazione di fusione termonucleare: un carbonio nucleo è formato da tre nuclei di elio. Questo processo di reazione secondario di fusione termonucleare, alimentato dai prodotti della reazione primaria, è uno dei momenti chiave del ciclo di vita delle stelle.
Durante la combustione secondaria dell'elio nel nucleo di una stella, viene rilasciata così tanta energia che la stella inizia letteralmente a gonfiarsi. In particolare, l'involucro del Sole in questa fase della vita si espanderà oltre l'orbita di Venere. In questo caso, l'energia totale della radiazione della stella rimane approssimativamente allo stesso livello della fase principale della sua vita, ma poiché questa energia viene ora emessa attraverso una superficie molto più ampia, lo strato esterno della stella si raffredda fino al rosso parte dello spettro. La stella si trasforma in una gigante rossa.
Per stelle come il Sole, dopo l'esaurimento del combustibile che alimenta la reazione secondaria di nucleosintesi, si ripresenta lo stadio del collasso gravitazionale, questa volta quello finale. La temperatura all'interno del nucleo non è più in grado di salire al livello necessario per avviare il livello successivo di fusione. Pertanto, la stella si contrae finché le forze di attrazione gravitazionale non sono bilanciate dalla successiva barriera di forza. Il suo ruolo è svolto dalla pressione del gas di elettroni degenerati. Gli elettroni, che fino a questa fase hanno svolto il ruolo di comparse disoccupate nell'evoluzione della stella, non partecipano alle reazioni di fusione nucleare e si muovono liberamente tra i nuclei che sono in fase di fusione, ad un certo stadio di compressione, vengono privati di "spazio vitale" e iniziano a "resistere" all'ulteriore compressione gravitazionale della stella. Lo stato della stella si stabilizza e si trasforma in una nana bianca degenerata, che irradierà calore residuo nello spazio fino a quando non si raffredderà completamente.
Stelle più massicce del Sole aspettano una fine molto più spettacolare. Dopo la combustione dell'elio, la loro massa durante la compressione è sufficiente per riscaldare il nucleo e il guscio alle temperature necessarie per avviare le successive reazioni di nucleosintesi - carbonio, poi silicio, magnesio - e così via, all'aumentare delle masse nucleari. Allo stesso tempo, all'inizio di ogni nuova reazione nel nucleo della stella, la precedente continua nel suo guscio. Infatti, tutti gli elementi chimici, fino al ferro, che compongono l'Universo, si sono formati proprio a seguito della nucleosintesi all'interno di stelle morenti di questo tipo. Ma il ferro è il limite; non può fungere da combustibile per la fusione nucleare o reazioni di decadimento a qualsiasi temperatura e pressione, poiché sia il suo decadimento che l'aggiunta di nucleoni aggiuntivi richiedono un afflusso di energia esterna. Di conseguenza, una stella massiccia accumula gradualmente un nucleo di ferro al suo interno, incapace di fungere da combustibile per ulteriori reazioni nucleari.
Non appena la temperatura e la pressione all'interno del nucleo raggiungono un certo livello, gli elettroni iniziano a interagire con i protoni dei nuclei di ferro, determinando la formazione di neutroni. E in un brevissimo periodo di tempo (alcuni teorici ritengono che occorra una questione di secondi), liberi, durante tutta la precedente evoluzione della stella, gli elettroni si dissolvono letteralmente nei protoni dei nuclei di ferro. L'intera materia del nucleo della stella si trasforma in un gruppo continuo di neutroni e inizia a ridursi rapidamente durante il collasso gravitazionale, poiché la pressione del gas di elettroni degenerati che vi si oppone scende a zero. Il guscio esterno della stella, da cui viene eliminato qualsiasi supporto, crolla verso il centro. L'energia di collisione del guscio esterno collassato con il nucleo di neutroni è così alta che rimbalza a grande velocità e si disperde in tutte le direzioni dal nucleo - e la stella esplode letteralmente in un lampo accecante di una supernova. In pochi secondi, durante l'esplosione di una supernova, può essere rilasciata nello spazio più energia di tutte le stelle della galassia messe insieme nello stesso tempo.
Dopo l'esplosione di una supernova e l'espansione del guscio, in stelle con una massa di circa 10-30 masse solari, il collasso gravitazionale in corso porta alla formazione di una stella di neutroni, la cui sostanza viene compressa fino a quando la pressione dei neutroni degenerati inizia a farsi sentire. In altre parole, ora i neutroni (proprio come facevano prima gli elettroni) iniziano a resistere a un'ulteriore compressione, richiedendo spazio vitale per se stessi. Questo di solito si verifica quando la stella raggiunge una dimensione di circa 15 km di diametro. Di conseguenza, si forma una stella di neutroni in rapida rotazione, che emette impulsi elettromagnetici con la frequenza della sua rotazione; tali stelle sono chiamate pulsar. Infine, se la massa del nucleo della stella supera le 30 masse solari, nulla può fermare il suo ulteriore collasso gravitazionale e, a seguito dell'esplosione di una supernova, si forma un buco nero.
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