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. Comparado com a duração de uma vida humana, esse intervalo de tempo incompreensível é enorme. Em uma escala cósmica, essas mudanças são bastante passageiras. As estrelas que agora observamos no céu noturno eram as mesmas há milhares de anos, quando os faraós egípcios podiam vê-las, mas na verdade, durante todo esse tempo, a mudança nas características físicas dos corpos celestes não parou um segundo. . As estrelas nascem, vivem e certamente envelhecem - a evolução das estrelas continua normalmente.
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
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 o composição química, características físicas e estrutura das estrelas. A vida de uma estrela dura enquanto ela brilha e emite calor. No entanto, um estado tão brilhante não é eterno. Um nascimento brilhante é seguido por um período de maturidade estelar, que inevitavelmente termina 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 enquadram na estrutura da ciência. A termodinâmica nos dá uma explicação dos processos de equilíbrio hidrostático e térmico nos quais reside a matéria estelar. A física nuclear e quântica nos permite entender o complexo processo de fusão nuclear, graças ao qual existe uma estrela, irradiando calor e dando luz ao espaço circundante. No nascimento de uma estrela, forma-se o equilíbrio hidrostático e térmico, mantido por suas próprias fontes de energia. Brilhante ao pôr do sol carreira estelar esse equilíbrio é perturbado. Surge uma série de processos irreversíveis, cujo resultado é a destruição de uma estrela ou colapso - um grandioso processo de transformação instantânea e morte brilhante luminar celestial.
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 deve-se à sua massa. A taxa de evolução dos objetos é influenciada por sua composição química e, até certo ponto, pelos parâmetros astrofísicos existentes - a taxa de rotação e o estado 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 de sua localização no Universo no momento do nascimento.
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 sobe até ser lançada termo fusão nuclear. A partir desse momento, a compressão da matéria estelar cessa e um equilíbrio é alcançado entre o estado hidrostático e térmico do objeto. O universo foi reabastecido com uma nova estrela completa.
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. As reações termonucleares que ocorrem constantemente e a 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:
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 produto de reações nucleares. A estimativa da duração dessa 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. Este processo começa a partir do momento em que as últimas reservas de hidrogênio foram esgotadas e as reações nucleares cessaram. Para manter o equilíbrio do objeto, o processo de compressão é iniciado. A matéria estelar cai em direção ao centro. Nesse caso, há uma transição de energia cinética em energia térmica gasta para manter o equilíbrio de temperatura necessário no interior da estrela. Parte da energia escapa para o espaço sideral.
Considerando que a luminosidade das estrelas é determinada por sua massa, no momento da compressão de um objeto, seu brilho no espaço não muda.
A formação estelar 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 esfera de gás, mais temperatura dentro do objeto. A partir deste momento, o calor passa a ser a principal energia do corpo celeste. Quanto maior a densidade e maior a temperatura, maior a pressão nos intestinos futura estrela. A queda livre de moléculas e átomos para, o processo de compressão do gás estelar para. Este estado de um objeto é geralmente chamado de protoestrela. O objeto é 90% de hidrogênio molecular. Ao atingir a 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 de 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 primeiro, 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 diminuiu de 100 UA desde o início da formação. até ¼ u.a. O objeto está no meio de uma nuvem de gás. Como resultado do acúmulo 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 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.
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, inicia-se a fase da sequência principal. 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. Conforme você gasta Combustível nuclear apenas a composição química do objeto muda. A permanência do Sol na fase da sequência principal durará aproximadamente 10 bilhões de anos. Tanto tempo será necessário para que nosso luminar nativo consuma 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. A parte superior do gráfico parece menos cheia 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 massa de 70M. Objetos cuja massa exceda o limite superior de 100M podem não se formar.
Os corpos celestes, cuja massa é inferior a 0,08M, não têm capacidade de superar a massa crítica necessária para o início da fusão termonuclear e permanecem frios durante toda a vida. As protoestrelas menores encolhem e formam anões parecidos com planetas.
Uma anã marrom planetária comparada a uma estrela normal (nosso Sol) e ao planeta Júpiter
Na parte inferior da sequência, concentram-se os objetos, 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.
Cada uma das opções para o desenvolvimento do estado de uma estrela é determinada por sua massa e pelo 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:
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.
Em estrelas com massa pequena, a densidade do núcleo torna-se 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 subido rapidamente. Característica principal processo é que o gás degenerado não tem a capacidade de se expandir. Sob a influência de altas temperaturas, apenas a taxa de fissão do hélio aumenta, o que é acompanhado 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 de sequência principal do tipo solar e uma gigante vermelha com um núcleo isotérmico de hélio 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 para o espaço circundante, formando uma nebulosa planetária. Um núcleo quente permanece no centro, chamado de anã branca.
Para estrelas de grande massa, esses processos não são tão catastróficos. A combustão do hélio é substituída pela reação de fissão nuclear do carbono e do 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.
Uma vez no estado de anã branca, o objeto está em um estado extremamente instável. As reações nucleares interrompidas levam a uma queda na pressão, o núcleo entra em estado de colapso. A energia liberada em este caso, é gasto no decaimento do ferro em átomos de hélio, que então se decompõe em prótons e nêutrons. O processo lançado está se desenvolvendo em um ritmo rápido. 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 o 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 a explosão de uma 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. Devido à alta densidade, o núcleo torna-se degenerado e o processo de colapso do núcleo para. 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.
Para estrelas de equilíbrio normal, os processos de evolução descritos são improváveis. No entanto, a existência de anãs brancas e estrelas de nêutrons comprova a existência real de 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:
Esquema da evolução das estrelas. Opções para a continuação da vida das estrelas fora da sequência principal.
É bastante difícil explicar os processos em andamento 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 do impacto mecânico e termodinâmico prolongado, a matéria muda suas 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 uma forma diferente.
Estudando a evolução das estrelas, chegamos à conclusão de que o Universo é uma gigantesca solução rarefeita em que parte da matéria é transformada em moléculas de hidrogênio, que são o material de construção das 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 o material para a antimatéria. É muito difícil compreender totalmente 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.
Cada um de nós pelo menos uma vez na vida olhou para o céu estrelado. Alguém olhou para essa beleza, experimentando sentimentos românticos, o outro tentou entender de onde vem toda essa beleza. A vida no espaço, ao contrário da vida em nosso planeta, flui em uma velocidade diferente. Em vez espaço sideral vive por suas próprias categorias, distâncias e tamanhos no Universo são colossais. Raramente pensamos no fato de que a evolução de galáxias e estrelas está ocorrendo constantemente diante de nossos olhos. Cada objeto no vasto espaço é consequência de certos processos físicos. Galáxias, estrelas e até mesmo planetas têm grandes fases de desenvolvimento.
Nosso planeta e todos nós dependemos de nosso luminar. Por quanto tempo o Sol nos deliciará com seu calor, dando vida ao sistema solar? O que nos espera no futuro em milhões e bilhões de anos? Nesse sentido, é curioso saber mais sobre quais são as etapas da evolução dos objetos astronômicos, de onde vêm as estrelas e como termina a vida dessas maravilhosas luminárias no céu noturno.
A evolução das estrelas e planetas que habitam nossa galáxia Via Láctea e todo o Universo é, em sua maior parte, bem compreendida. No espaço, as leis da física são inabaláveis, o que ajuda a entender a origem dos objetos espaciais. Nesse caso, costuma-se confiar na teoria do Big Bang, que é hoje a doutrina dominante sobre o processo de origem do Universo. O evento que abalou o universo e levou à formação do universo é extremamente rápido para os padrões cósmicos. Para o cosmos, momentos passam desde o nascimento de uma estrela até sua morte. Grandes distâncias criam a ilusão da constância do universo. Uma estrela que brilhou à distância está brilhando para nós há bilhões de anos, quando pode não existir mais.
A teoria da evolução da galáxia e das estrelas é um desenvolvimento da teoria do Big Bang. A doutrina do nascimento das estrelas e do surgimento de sistemas estelares difere na escala do que está acontecendo e no período de tempo, que, ao contrário do Universo como um todo, pode ser observado meios modernos Ciência.
Estudando o ciclo de vida das estrelas, você pode usar o exemplo da luminária mais próxima de nós. O sol é uma das centenas de trilhões de estrelas em nosso campo de visão. Além disso, a distância da Terra ao Sol (150 milhões de km) oferece uma oportunidade única de estudar o objeto sem sair dos limites sistema solar. As informações obtidas nos permitirão entender em detalhes como as outras estrelas estão dispostas, com que rapidez essas fontes gigantes de calor se esgotam, quais são os estágios de desenvolvimento das estrelas e qual será o final dessa vida brilhante - silenciosa e fraca ou cintilante, explosivo.
Após o Big Bang, as menores partículas formaram nuvens interestelares, que se tornaram a "maternidade" de trilhões de estrelas. É característico que todas as estrelas tenham nascido ao mesmo tempo como resultado de contração e expansão. A compressão nas nuvens de gás cósmico surgiu sob a influência de sua própria gravidade e processos semelhantes em novas estrelas na vizinhança. A expansão resultou da pressão interna do gás interestelar e dos campos magnéticos no interior da nuvem de gás. Nesse caso, a nuvem girava livremente em torno de seu centro de massa.
As nuvens de gás formadas após a explosão são 98% compostas de hidrogênio atômico e molecular e hélio. Apenas 2% deste maciço é representado por poeira e partículas sólidas microscópicas. Anteriormente, acreditava-se que no centro de qualquer estrela havia um núcleo de ferro, aquecido a uma temperatura de um milhão de graus. Foi esse aspecto que explicou a gigantesca massa da estrela.
No confronto das forças físicas prevaleceram as forças de compressão, pois a luz resultante da liberação de energia não penetra na nuvem de gás. A luz, junto com parte da energia liberada, se propaga para fora, criando uma temperatura abaixo de zero e uma zona de baixa pressão dentro do denso acúmulo de gás. Estando neste estado, o gás cósmico é rapidamente comprimido, a influência das forças de atração gravitacional leva ao fato de que as partículas começam a formar matéria estelar. Quando um acúmulo de gás é denso, a compressão intensa causa a formação de aglomerados estelares. Quando o tamanho da nuvem de gás é pequeno, a compressão leva à formação de uma única estrela.
Uma breve descrição do que está acontecendo é que o futuro luminar passa por dois estágios - compressão rápida e lenta ao estado de uma protoestrela. Em linguagem simples e compreensível, a contração rápida é a queda da matéria estelar em direção ao centro da protoestrela. A contração lenta já ocorre contra o fundo do centro formado da protoestrela. Nas próximas centenas de milhares de anos, a nova formação diminui de tamanho e sua densidade aumenta milhões de vezes. Gradualmente, a protoestrela torna-se opaca devido à alta densidade da matéria estelar, e a compressão contínua aciona o mecanismo de reações internas. O crescimento da pressão interna e das temperaturas leva à formação de uma futura estrela com seu próprio centro de gravidade.
Nesse estado, a protoestrela permanece por milhões de anos, liberando calor lentamente e encolhendo gradativamente, diminuindo de tamanho. Como resultado, os contornos de uma nova estrela aparecem e a densidade de sua matéria torna-se comparável à densidade da água.
Em média, a densidade de nossa estrela é de 1,4 kg / cm3 - quase a mesma densidade da água no salgado Mar Morto. No centro, o Sol tem uma densidade de 100 kg/cm3. A matéria estelar não está em estado líquido, mas na forma de plasma.
Sob a influência de uma enorme pressão e temperatura de aproximadamente 100 milhões de K, começam as reações termonucleares do ciclo do hidrogênio. A compressão para, a massa do objeto aumenta, quando a energia da gravidade se transforma em combustão termonuclear de hidrogênio. A partir desse momento, a nova estrela, irradiando energia, começa a perder massa.
A versão acima da formação de uma estrela é apenas um esquema primitivo que descreve Primeira etapa evolução e nascimento de uma estrela. Hoje, tais processos em nossa galáxia e em todo o Universo são praticamente imperceptíveis devido ao intenso esgotamento de material estelar. Em toda a história consciente das observações de nossa Galáxia, apenas aparições únicas de novas estrelas foram observadas. Na escala do Universo, esse número pode ser aumentado em centenas e milhares de vezes.
Durante a maior parte de suas vidas, as protoestrelas ficam escondidas do olho humano por uma camada de poeira. A radiação do núcleo só pode ser observada na faixa do infravermelho, que é a única maneira de ver o nascimento de uma estrela. Por exemplo, na Nebulosa de Orion em 1967, os astrofísicos descobriram no infravermelho nova estrela, cuja temperatura de radiação era de 700 graus Kelvin. Posteriormente, descobriu-se que o local de nascimento das protoestrelas são fontes compactas, que estão disponíveis não apenas em nossa galáxia, mas também em outros cantos do Universo distantes de nós. Além da radiação infravermelha, os locais de nascimento de novas estrelas são marcados por intensos sinais de rádio.
Todo o processo de conhecimento das estrelas pode ser dividido em várias etapas. No início, você deve determinar a distância até a estrela. Informações sobre a que distância a estrela está de nós, quanto tempo a luz vem dela, dão uma ideia do que aconteceu com a estrela durante todo esse tempo. Depois que uma pessoa aprendeu a medir a distância de estrelas distantes, ficou claro que as estrelas são os mesmos sóis, apenas de tamanhos diferentes e com destinos diferentes. Conhecendo a distância da estrela, o processo de fusão termonuclear da estrela pode ser rastreado pelo nível de luz e pela quantidade de energia irradiada.
Depois de determinar a distância da estrela, é possível, por meio da análise espectral, calcular a composição química da estrela e descobrir sua estrutura e idade. Graças ao advento do espectrógrafo, os cientistas tiveram a oportunidade de estudar a natureza da luz das estrelas. Este dispositivo pode determinar e medir a composição gasosa da matéria estelar, que uma estrela possui em diferentes estágios de sua existência.
Estudando a análise espectral da energia do Sol e de outras estrelas, os cientistas chegaram à conclusão de que a evolução das estrelas e dos planetas tem raízes comuns. Todos os corpos cósmicos têm o mesmo tipo, composição química semelhante e se originaram da mesma matéria que surgiu como resultado do Big Bang.
A matéria estelar consiste nos mesmos elementos químicos (até o ferro) do nosso planeta. A diferença está apenas no número de certos elementos e nos processos que ocorrem no Sol e no firmamento terrestre. Isso é o que distingue as estrelas de outros objetos no universo. A origem das estrelas também deve ser considerada no contexto de outra disciplina física, a mecânica quântica. De acordo com esta teoria, a matéria que define a matéria estelar é composta por átomos em constante divisão e partículas elementares criando seu próprio microcosmo. A esta luz, a estrutura, composição, estrutura e evolução das estrelas é de interesse. Como se viu, a maior parte de nossa estrela e muitas outras estrelas representam apenas dois elementos - hidrogênio e hélio. Um modelo teórico que descreve a estrutura de uma estrela permitirá entender sua estrutura e a principal diferença de outros objetos espaciais.
A principal característica é que muitos objetos no Universo têm um determinado tamanho e forma, enquanto uma estrela pode mudar de tamanho à medida que se desenvolve. Um gás quente é uma combinação de átomos que estão fracamente ligados uns aos outros. Milhões de anos após a formação de uma estrela, a camada superficial da matéria estelar começa a esfriar. Uma estrela emite a maior parte de sua energia no espaço sideral, diminuindo ou aumentando de tamanho. A transferência de calor e energia ocorre das regiões internas da estrela para a superfície, afetando a intensidade da radiação. Em outras palavras, a mesma estrela parece diferente em diferentes períodos de sua existência. Processos termonucleares baseados em reações do ciclo do hidrogênio contribuem para a conversão de átomos leves de hidrogênio em elementos mais pesados - hélio e carbono. De acordo com astrofísicos e cientistas nucleares, essa reação termonuclear é a mais eficiente em termos de quantidade de calor liberada.
Por que a fusão nuclear do núcleo não termina com a explosão de tal reator? O fato é que as forças do campo gravitacional nele podem manter a matéria estelar dentro do volume estabilizado. A partir disso, podemos tirar uma conclusão inequívoca: qualquer estrela é um corpo massivo que mantém seu tamanho devido ao equilíbrio entre as forças da gravidade e a energia das reações termonucleares. O resultado desse modelo natural ideal é uma fonte de calor capaz de operar muito tempo. Supõe-se que as primeiras formas de vida na Terra surgiram há 3 bilhões de anos. O sol naqueles tempos distantes aquecia nosso planeta da mesma forma que agora. Conseqüentemente, nossa estrela não mudou muito, apesar do fato de que a escala do calor irradiado e da energia solar é colossal - mais de 3-4 milhões de toneladas por segundo.
É fácil calcular quanto nossa estrela perdeu de peso ao longo dos anos de sua existência. Será uma figura enorme, mas devido à sua enorme massa e alta densidade, essas perdas na escala do Universo parecem insignificantes.
O destino da estrela depende da massa inicial da estrela e sua composição química. Enquanto as principais reservas de hidrogênio estão concentradas no núcleo, a estrela permanece na chamada sequência principal. Assim que houver uma tendência de aumento do tamanho da estrela, significa que a principal fonte de fusão termonuclear secou. A longa jornada final da transformação do corpo celeste começou.
Os luminares formados no Universo são inicialmente divididos em três tipos mais comuns:
Estrelas com pouca massa (anãs) queimam lentamente suas reservas de hidrogênio e vivem suas vidas com bastante calma.
Tais estrelas são a maioria no Universo e nossa estrela, uma anã amarela, pertence a elas. Com o início da velhice, a anã amarela se torna uma gigante vermelha ou supergigante.
Com base na teoria da origem das estrelas, o processo de formação de estrelas no universo não terminou. A maioria estrelas brilhantes em nossa galáxia não são apenas os maiores, em comparação com o Sol, mas também os mais jovens. Astrofísicos e astrônomos chamam essas estrelas de supergigantes azuis. No final, eles terão o mesmo destino que trilhões de outras estrelas estão enfrentando. Primeiro, um nascimento rápido, uma vida brilhante e ardente, depois da qual vem um período de lenta atenuação. Estrelas do tamanho do Sol têm um longo ciclo de vida, estando na sequência principal (no meio dela).
Usando dados sobre a massa da estrela, podemos assumir que caminho evolutivo desenvolvimento. Uma ilustração clara dessa teoria é a evolução de nossa estrela. Nada é permanente. Como resultado da fusão termonuclear, o hidrogênio é convertido em hélio, portanto, suas reservas iniciais são consumidas e reduzidas. Algum dia, muito em breve, essas reservas acabarão. A julgar pelo fato de nosso Sol continuar brilhando por mais de 5 bilhões de anos, sem mudar de tamanho, a idade madura de uma estrela ainda pode durar aproximadamente o mesmo período.
O esgotamento das reservas de hidrogênio levará ao fato de que, sob a influência da gravidade, o núcleo do sol começará a encolher rapidamente. A densidade do núcleo se tornará muito alta, pelo que os processos termonucleares se moverão para as camadas adjacentes ao núcleo. Tal estado é chamado de colapso, que pode ser causado pela passagem de reações termonucleares nas camadas superiores da estrela. Como resultado alta pressão reações termonucleares envolvendo hélio são lançadas.
As reservas de hidrogênio e hélio nesta parte da estrela durarão milhões de anos. Não demorará muito para que o esgotamento das reservas de hidrogênio leve a um aumento da intensidade da radiação, a um aumento do tamanho do envelope e do tamanho da própria estrela. Como consequência, nosso Sol ficará muito grande. Se imaginarmos esta imagem em dezenas de bilhões de anos, então, em vez de um disco brilhante e deslumbrante, um disco vermelho quente de tamanho gigantesco pairará no céu. As gigantes vermelhas são uma fase natural na evolução de uma estrela, seu estado de transição para a categoria de estrelas variáveis.
Como resultado de tal transformação, a distância da Terra ao Sol será reduzida, de modo que a Terra cairá na zona de influência da coroa solar e começará a “fritar” nela. A temperatura na superfície do planeta aumentará dez vezes, o que levará ao desaparecimento da atmosfera e à evaporação da água. Como resultado, o planeta se transformará em um deserto rochoso sem vida.
Tendo atingido a fase de gigante vermelha, uma estrela normal se torna uma anã branca sob a influência de processos gravitacionais. Se a massa de uma estrela for aproximadamente igual à massa do nosso Sol, todos os principais processos ocorrerão com calma, sem impulsos e reações explosivas. A anã branca morrerá por muito tempo, queimando até o chão.
Nos casos em que a estrela inicialmente tinha uma massa maior que a massa solar em 1,4 vezes, a anã branca não será o estágio final. Com uma grande massa dentro da estrela, os processos de compactação da matéria estelar começam no nível atômico e molecular. Os prótons se transformam em nêutrons, a densidade da estrela aumenta e seu tamanho diminui rapidamente.
As estrelas de nêutrons conhecidas pela ciência têm um diâmetro de 10 a 15 km. Com um tamanho tão pequeno, uma estrela de nêutrons tem uma massa colossal. Um centímetro cúbico de matéria estelar pode pesar bilhões de toneladas.
Caso inicialmente tratássemos de uma estrela de grande massa, o estágio final da evolução assume outras formas. O destino de uma estrela massiva é um buraco negro - um objeto de natureza inexplorada e comportamento imprevisível. A enorme massa da estrela contribui para um aumento das forças gravitacionais, pondo em movimento as forças de compressão. Não é possível parar este processo. A densidade da matéria cresce até se tornar infinita, formando um espaço singular (teoria da relatividade de Einstein). O raio de tal estrela eventualmente se tornará zero, tornando-se um buraco negro no espaço sideral. Haveria muito mais buracos negros se no espaço a maior parte do espaço fosse ocupada por estrelas massivas e supermassivas.
Deve-se notar que durante a transformação de uma gigante vermelha em uma estrela de nêutrons ou em um buraco negro, o Universo pode experimentar um fenômeno único - o nascimento de um novo objeto cósmico.
O nascimento de uma supernova é o estágio final mais impressionante na evolução das estrelas. Uma lei natural da natureza opera aqui: a cessação da existência de um corpo dá origem a uma nova vida. O período de um ciclo como o nascimento de uma supernova diz respeito principalmente a estrelas massivas. As reservas gastas de hidrogênio levam ao fato de que o hélio e o carbono estão incluídos no processo de fusão termonuclear. Como resultado dessa reação, a pressão aumenta novamente e um núcleo de ferro é formado no centro da estrela. Sob a influência das forças gravitacionais mais fortes, o centro de massa se desloca para a parte central da estrela. O núcleo torna-se tão pesado que é incapaz de resistir à sua própria gravidade. Como resultado, inicia-se uma rápida expansão do núcleo, levando a uma explosão instantânea. O nascimento de uma supernova é uma explosão, uma onda de choque de força monstruosa, um clarão brilhante nas vastas extensões do Universo.
Deve-se notar que nosso Sol não é uma estrela massiva, portanto, tal destino não o ameaça, e nosso planeta não deve ter medo de tal final. Na maioria dos casos, as explosões de supernova ocorrem em galáxias distantes, o que explica sua detecção bastante rara.
A evolução das estrelas é um processo que se estende por dezenas de bilhões de anos. Nossa compreensão dos processos em andamento é apenas um modelo matemático e físico, uma teoria. O tempo da Terra é apenas um momento em um enorme ciclo de tempo em que nosso Universo vive. Podemos apenas observar o que aconteceu há bilhões de anos e adivinhar o que eles podem enfrentar gerações posteriores terráqueos.
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O estudo da evolução estelar é impossível observando apenas uma estrela - muitas mudanças nas estrelas ocorrem muito lentamente para serem percebidas mesmo depois de muitos séculos. Portanto, os cientistas estudam muitas estrelas, cada uma delas em um determinado estágio de seu ciclo de vida. Nas últimas décadas, a modelagem da estrutura das estrelas usando tecnologia de computador tornou-se difundida na astrofísica.
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✪ Estrelas e evolução estelar (narrado por Sergey Popov e Ilgonis Vilks)
✪ Evolução estelar. A evolução do gigante azul em 3 minutos
✪ Surdin V.G. Evolução Estelar Parte 1
✪ S. A. Lamzin - "Star Evolution"
O processo de formação estelar pode ser descrito uniformemente, mas os estágios subsequentes da evolução de uma estrela dependem quase inteiramente de sua massa, e somente no final da evolução de uma estrela sua composição química pode desempenhar seu papel.
Estrelas jovens de baixa massa (até três massas solares) [ ] , que estão a caminho da sequência principal , são completamente convectivos, - o processo de convecção cobre todo o corpo da estrela. Ainda são, de fato, protoestrelas, em cujos centros as reações nucleares estão apenas começando, e toda a radiação ocorre principalmente devido à compressão gravitacional. Até que o equilíbrio hidrostático seja estabelecido, a luminosidade da estrela diminui a uma temperatura efetiva constante. No diagrama de Hertzsprung-Russell, tais estrelas formam uma trilha quase vertical, chamada de trilha de Hayashi. À medida que a contração diminui, a jovem estrela se aproxima da sequência principal. Objetos desse tipo estão associados a estrelas do tipo T Touro.
Neste momento, em estrelas com massa superior a 0,8 massas solares, o núcleo torna-se transparente à radiação, e a transferência de energia radiativa no núcleo torna-se predominante, uma vez que a convecção é cada vez mais dificultada pela crescente compactação da matéria estelar. Nas camadas externas do corpo estelar, prevalece a transferência de energia convectiva.
Não se sabe ao certo quais características as estrelas de menor massa têm no momento em que atingem a sequência principal, pois o tempo que essas estrelas passam na categoria jovem excede a idade do Universo [ ] . Todas as ideias sobre a evolução dessas estrelas são baseadas apenas em cálculos numéricos e modelagem matemática.
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 leva a uma parada no aumento adicional de temperatura no núcleo da estrela causado pela contração. e depois para a 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 a pressão interna e a contração gravitacional. Essas "estrelas inferiores" irradiam mais energia do que a produzida no processo de reações termonucleares e pertencem às chamadas anãs marrons. Seu destino é a contração constante até que a pressão do gás degenerado a interrompa e, em seguida, o resfriamento gradual com a cessação de todas as reações de fusão que começaram.
Estrelas jovens de massa intermediária (de 2 a 8 massas solares) [ ] evoluem qualitativamente exatamente da mesma forma que seus irmãos e irmãs menores, com a exceção de que não possuem zonas convectivas até a sequência principal.
Objetos desse tipo estão associados aos chamados. As estrelas Ae\Be Herbig são variáveis irregulares de classe espectral B-F0. Eles também têm discos e jatos bipolares. A taxa de fluxo de matéria da superfície, a luminosidade e a temperatura efetiva são significativamente maiores do que para T Taurus , então eles efetivamente aquecem e espalham os remanescentes da nuvem protoestelar.
Estrelas com tais massas já possuem características de estrelas normais, pois passaram por todos os estágios intermediários e conseguiram atingir tal taxa de reações nucleares que compensou a perda de energia por radiação, enquanto a massa foi acumulada para atingir o equilíbrio hidrostático de o nucleo. Para essas estrelas, o fluxo de massa e luminosidade é tão grande que não apenas interrompe o colapso gravitacional das regiões externas da nuvem molecular que ainda não se tornaram parte da estrela, mas, ao contrário, as dispersa. Assim, a massa da estrela formada é visivelmente menor que a massa da nuvem protoestelar. Muito provavelmente, isso explica a ausência de estrelas com massa superior a cerca de 300 massas solares em nossa galáxia.
As estrelas vêm em uma ampla variedade de cores e tamanhos. Eles variam em tipo espectral de azuis quentes a vermelhos frios e em massa de 0,0767 a cerca de 300 massas solares, de acordo com estimativas recentes. A luminosidade e a cor de uma estrela dependem da temperatura de sua superfície, que, por sua vez, é determinada por sua massa. Todas as novas estrelas "tomam seu lugar" na sequência principal de acordo com sua composição química e massa. Obviamente, não se trata do movimento físico da estrela - apenas de sua posição no diagrama indicado, que depende dos parâmetros da estrela. De fato, o movimento de uma estrela ao longo do diagrama corresponde apenas a uma mudança nos parâmetros da estrela.
A "queima" termonuclear da matéria retomada em um novo nível causa uma expansão monstruosa da estrela. A estrela "incha", ficando muito "solta", e seu tamanho aumenta cerca de 100 vezes. Assim, a estrela se torna uma gigante vermelha e a fase de queima do hélio dura cerca de vários milhões de anos. Quase todas as gigantes vermelhas são estrelas variáveis.
Atualmente, não se sabe ao certo o que acontece com as estrelas leves após o esgotamento do suprimento de hidrogênio em seu interior. Como a idade do universo é de 13,7 bilhões de anos, o que não é suficiente para esgotar o suprimento de combustível de hidrogênio nessas estrelas, as teorias atuais são baseadas em simulações de computador dos processos que ocorrem nessas estrelas.
Algumas estrelas podem sintetizar hélio apenas em algumas zonas ativas, o que causa sua instabilidade e fortes ventos estelares. Nesse caso, não ocorre a formação de uma nebulosa planetária, e a estrela apenas evapora, tornando-se ainda menor que uma anã marrom [ ] .
Uma estrela com massa inferior a 0,5 massa solar não é capaz de converter hélio mesmo depois que as reações envolvendo o hidrogênio cessam em seu núcleo - a massa de tal estrela é muito pequena para fornecer uma nova fase de compressão gravitacional em grau suficiente para " ignição" hélio. Essas estrelas incluem anãs vermelhas, como Proxima Centauri, cuja sequência principal varia de dezenas de bilhões a dezenas de trilhões de anos. Após o término das reações termonucleares em seus núcleos, eles, gradualmente esfriando, continuarão a irradiar fracamente nas faixas de infravermelho e micro-ondas do espectro eletromagnético.
Ao chegar Estrela tamanho médio(de 0,4 a 3,4 massas solares) [ ] da fase gigante vermelha, o hidrogênio termina em seu núcleo, e as reações de síntese de carbono a partir do hélio começam. Este processo ocorre com mais temperaturas altas e, portanto, o fluxo de energia do núcleo aumenta e, como resultado, as camadas externas da estrela começam a se expandir. O início da síntese de carbono marca uma nova etapa na vida de uma estrela e continua por algum tempo. Para uma estrela próxima do tamanho do Sol, esse processo pode levar cerca de um bilhão de anos.
Mudanças na quantidade de energia irradiada fazem com que a estrela passe por períodos de instabilidade, incluindo mudanças de tamanho, temperatura da superfície e liberação de energia. A liberação de energia é deslocada para a radiação de baixa frequência. Tudo isso é acompanhado por uma crescente perda de massa devido a fortes ventos estelares e intensas pulsações. As estrelas nesta fase são chamadas de "estrelas do tipo tardio" (também "estrelas aposentadas"), Estrelas OH-IR ou estrelas semelhantes a Mira, dependendo de suas características exatas. O gás ejetado é relativamente rico em elementos pesados produzidos no interior da estrela, como oxigênio e carbono. O gás forma uma concha em expansão e esfria à medida que se afasta da estrela, permitindo a formação de partículas e moléculas de poeira. Com um forte radiação infra-vermelha estrela fonte em tais conchas, condições ideais são formadas para a ativação de masers cósmicos.
As reações de fusão do hélio são muito sensíveis à temperatura. Às vezes, isso leva a uma grande instabilidade. Surgem pulsações mais fortes, que como resultado dão às camadas externas aceleração suficiente para serem lançadas e se transformarem em uma nebulosa planetária. No centro dessa nebulosa, permanece o núcleo nu da estrela, no qual cessam as reações termonucleares e, à medida que esfria, transforma-se em uma anã branca de hélio, via de regra, com massa de até 0,5-0,6 solar massas e um diâmetro da ordem do diâmetro da Terra.
A grande maioria das estrelas, incluindo o Sol, completa sua evolução contraindo-se até que a pressão de elétrons degenerados equilibre a gravidade. Nesse estado, quando o tamanho da estrela diminui por um fator de cem e a densidade se torna um milhão de vezes maior que a da água, a estrela é chamada de anã branca. É privado de fontes de energia e, gradualmente esfriando, torna-se uma anã negra invisível.
Nas estrelas mais massivas que o Sol, a pressão dos elétrons degenerados não consegue impedir a compressão adicional do núcleo, e os elétrons começam a "pressionar" os núcleos atômicos, o que transforma os prótons em nêutrons, entre os quais não há força de repulsão eletrostática. Tal neutronização da matéria leva ao fato de que o tamanho da estrela, que agora, na verdade, é um enorme núcleo atômico, é medido em vários quilômetros, e a densidade é 100 milhões de vezes maior que a densidade da água. Tal objeto é chamado de estrela de nêutrons; seu equilíbrio é mantido pela pressão da matéria degenerada de nêutrons.
Depois que uma estrela com massa superior a cinco massas solares entra no estágio de supergigante vermelha, seu núcleo começa a encolher sob a influência das forças gravitacionais. À medida que a compressão aumenta, a temperatura e a densidade aumentam e uma nova sequência de reações termonucleares começa. Nessas reações, são sintetizados elementos cada vez mais pesados: hélio, carbono, oxigênio, silício e ferro, o que freia temporariamente o colapso do núcleo.
Como resultado, à medida que mais e mais elementos pesados da Tabela Periódica são formados, o ferro-56 é sintetizado a partir do silício. Nesta fase, a fusão termonuclear exotérmica adicional torna-se impossível, uma vez que o núcleo de ferro-56 tem um defeito de massa máximo e a formação de núcleos mais pesados com liberação de energia é impossível. Portanto, quando o núcleo de ferro de uma estrela atinge um determinado tamanho, a pressão existente nele não é mais capaz de suportar o peso das camadas sobrepostas da estrela, e ocorre um colapso imediato do núcleo com a neutronização de sua substância.
O que acontece a seguir ainda não está totalmente claro, mas, de qualquer forma, os processos em andamento em questão de segundos levam a uma explosão de supernova de incrível poder.
Fortes jatos de neutrinos e um campo magnético rotativo empurram para fora a maior parte do material acumulado pela estrela [ ] - os chamados elementos de assento, incluindo elementos de ferro e mais leves. A matéria em expansão é bombardeada por nêutrons emitidos pelo núcleo estelar, capturando-os e criando assim um conjunto de elementos mais pesados que o ferro, incluindo os radioativos, até o urânio (e possivelmente até a Califórnia). Assim, as explosões de supernovas explicam a presença de elementos mais pesados que o ferro na matéria interestelar, mas esta não é a única maneira possível suas formações, que, por exemplo, demonstram estrelas de tecnécio.
onda de explosão e jatos de neutrinos carregam matéria para longe de uma estrela moribunda [ ] para o espaço interestelar. Posteriormente, à medida que esfria e viaja pelo espaço, esse material de supernova pode colidir com outros “sucatos” espaciais e, possivelmente, participar da formação de novas estrelas, planetas ou satélites.
Os processos que ocorrem durante a formação de uma supernova ainda estão sendo estudados e até agora essa questão não está clara. Também está em questão o momento em que realmente resta da estrela original. No entanto, duas opções estão sendo consideradas: estrelas de nêutrons e buracos negros.
Sabe-se que em algumas supernovas, a forte gravidade no interior da supergigante faz com que os elétrons sejam absorvidos pelo núcleo atômico, onde, fundindo-se com os prótons, formam os nêutrons. Este processo é chamado de neutronização. As forças eletromagnéticas que separam os núcleos próximos desaparecem. O núcleo de uma estrela é agora uma bola densa de núcleos atômicos e nêutrons individuais.
Essas estrelas, conhecidas como estrelas de nêutrons, são extremamente pequenas - não maiores que uma grande cidade - e têm densidades inimaginavelmente altas. Seu período orbital torna-se extremamente curto à medida que o tamanho da estrela diminui (devido à conservação do momento angular). Algumas estrelas de nêutrons fazem 600 revoluções por segundo. Para alguns deles, o ângulo entre o vetor de radiação e o eixo de rotação pode ser tal que a Terra caia no cone formado por essa radiação; neste caso, é possível registrar um pulso de radiação que se repete em intervalos de tempo iguais ao período de rotação da estrela. Essas estrelas de nêutrons foram chamadas de "pulsares" e se tornaram as primeiras estrelas de nêutrons descobertas.
Nem todas as estrelas, tendo passado pela fase de explosão de uma supernova, tornam-se estrelas de nêutrons. Se a estrela tiver uma massa suficientemente grande, o colapso dessa estrela continuará e os próprios nêutrons começarão a cair para dentro até que seu raio se torne menor que o raio de Schwarzschild. A estrela então se torna um buraco negro.
A existência de buracos negros foi prevista pela teoria geral da relatividade. De acordo com esta teoria,
> 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 nascimento, crescimento e termina com a morte. Claro, as estrelas têm esses ciclos de uma maneira especial. Lembremos, por exemplo, que eles têm uma estrutura temporal 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?
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 impulso, 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 tornar 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 material se condensa mais densamente, aquece e é repelido pelo colapso gravitacional. Tal objeto é chamado de protoestrela, em torno do qual um disco de material é formado. A peça é atraída pelo objeto, aumentando sua massa. O restante dos detritos será agrupado e criará um sistema planetário. O desenvolvimento posterior da estrela depende da massa.
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.
Em determinado momento, a temperatura do corpo celeste sobe até o nível desejado, ativando a fusão nuclear. Todas as estrelas passam por isso. O hidrogênio é transformado em hélio, liberando uma enorme reserva térmica e energética.
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 estará 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. As 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.
Durante o processo de fusão, o hidrogênio acaba 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 casca de hidrogênio ao redor do núcleo aquece e se inflama, fazendo com que o objeto cresça de 1.000 a 10.000 vezes. Em 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 massa, o objeto queimará outros elementos pesados.
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. A princípio é quente, mas depois de centenas de bilhões de anos esfriará.
A vida interna de uma estrela é regulada pela ação de duas forças: a força de atração, que se opõe à estrela, a mantém, e a força liberada durante as reações nucleares que ocorrem no núcleo. Ao contrário, tende a “empurrar” a estrela para o espaço distante. Durante as fases de formação, uma estrela densa e comprimida está sob forte influência da gravidade. Como resultado, ocorre um forte aquecimento, a temperatura chega a 10-20 milhões de graus. Isso é suficiente para iniciar reações nucleares, como resultado das quais o hidrogênio é convertido em hélio.
Então, por um longo período, as duas forças se equilibram, a estrela está em um estado estável. Quando o combustível nuclear do núcleo seca gradualmente, a estrela entra em uma fase de instabilidade, duas forças se opõem. Chega um momento crítico para uma estrela, a mais diferentes fatores– temperatura, densidade, composição química. A massa da estrela vem primeiro, é dela que depende o futuro deste corpo celeste - ou a estrela explode como uma supernova, ou se transforma em uma anã branca, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.
Como o hidrogênio acaba
Apenas muito grandes entre os corpos celestes (cerca de 80 vezes a massa de Júpiter) se tornam estrelas, os menores (cerca de 17 vezes menores que Júpiter) se tornam planetas. Existem também corpos de massa média, grandes demais para pertencer à classe dos planetas e pequenos e frios demais para que as reações nucleares características das estrelas ocorram em suas profundezas.
Esses corpos celestes de cor escura têm uma luminosidade fraca, são bastante difíceis de distinguir no céu. Eles são chamados de "anãs marrons".
Assim, uma estrela é formada a partir de nuvens constituídas por gás interestelar. Como já foi observado, uma estrela permanece em um estado de equilíbrio por um longo tempo. Depois vem um período de instabilidade. O futuro destino da estrela depende de vários fatores. Considere uma pequena estrela hipotética com uma massa entre 0,1 e 4 massas solares. Uma característica das estrelas de baixa massa é a ausência de convecção nas camadas internas, ou seja, as substâncias que compõem a estrela não se misturam, como acontece nas estrelas de grande massa.
Isso significa que, quando o hidrogênio no núcleo acaba, não há novo suprimento desse elemento nas camadas externas. O hidrogênio, queimando, se transforma em hélio. Gradualmente, o núcleo aquece, as camadas superficiais desestabilizam sua própria estrutura e a estrela, como pode ser visto no diagrama D-R, lentamente sai de fase. sequência principal. Na nova fase, a densidade da matéria dentro da estrela aumenta, a composição do núcleo “degenera”, por isso surge uma consistência especial. É diferente da matéria normal.
Modificação da matéria
Quando a matéria muda, a pressão depende apenas da densidade dos gases e não da temperatura.
No diagrama de Hertzsprung-Russell, a estrela se desloca para a direita e depois para cima, aproximando-se da região das gigantes vermelhas. Suas dimensões aumentam significativamente e, por isso, a temperatura das camadas externas cai. O diâmetro de uma gigante vermelha pode atingir centenas de milhões de quilômetros. Quando o nosso entrar nessa fase, ele “engolirá” ou Vênus e, se não conseguir capturar a Terra, a aquecerá a tal ponto que a vida em nosso planeta deixará de existir.
Durante a evolução de uma estrela, a temperatura de seu núcleo aumenta. Primeiro, ocorrem reações nucleares, então, quando a temperatura ótima é atingida, o hélio se funde. Quando isso acontece, o súbito aumento da temperatura central causa uma explosão e a estrela se move rapidamente para a esquerda. diagramas H-R. Este é o chamado "flash de hélio". Nesse momento, o núcleo contendo hélio queima junto com o hidrogênio, que faz parte da casca que envolve o núcleo. No diagrama G-P, esse estágio é fixado movendo-se para a direita ao longo da linha horizontal.
Últimas fases da evolução
Durante a transformação do hélio em carbono, o núcleo muda. Sua temperatura sobe até (se a estrela for grande) até que o carbono comece a queimar. Há um novo surto. De qualquer forma, durante as últimas fases da evolução de uma estrela, nota-se uma perda significativa de sua massa. Isso pode acontecer de forma gradual ou abrupta, durante uma explosão, quando as camadas externas da estrela explodem como grande bolha. Neste último caso, forma-se uma nebulosa planetária - uma casca esférica que se propaga no espaço sideral a uma velocidade de várias dezenas ou mesmo centenas de quilômetros por segundo.
O destino final de uma estrela depende da massa que sobra depois de tudo o que acontece nela. Se ejetar muita matéria durante todas as transformações e explosões e sua massa não ultrapassar 1,44 massas solares, a estrela se transforma em uma anã branca. Esta figura é chamada de "limite de Chandra-sekara" em homenagem ao astrofísico paquistanês Subrahmanyan Chandrasekhar. Esta é a massa máxima de uma estrela na qual um fim catastrófico pode não ocorrer devido à pressão dos elétrons no núcleo.
Após a explosão das camadas externas, o núcleo da estrela permanece e sua temperatura superficial é muito alta - cerca de 100.000 °K. A estrela se move para a borda esquerda do diagrama G-R e desce. Sua luminosidade diminui à medida que seu tamanho diminui.
A estrela atinge lentamente a zona de anãs brancas. São estrelas de pequeno diâmetro (como as nossas), mas caracterizadas por uma densidade muito alta, um milhão e meio de vezes a densidade da água. Um centímetro cúbico do material que compõe uma anã branca pesaria cerca de uma tonelada na Terra!
Uma anã branca representa o estágio final na evolução de uma estrela, sem erupções. Ela está lentamente esfriando.
Os cientistas acreditam que o fim da anã branca passa muito devagar, em todo caso, desde o início da existência do Universo, parece que nem uma única anã branca sofreu de “morte térmica”.
Se a estrela for grande e sua massa for maior que a do Sol, ela entrará em erupção como uma supernova. Durante uma explosão, uma estrela pode ser total ou parcialmente destruída. No primeiro caso, deixará uma nuvem de gás com as substâncias residuais da estrela. No segundo, permanece um corpo celeste de maior densidade - uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.
