A astrofísica já avançou bastante no estudo da evolução das estrelas. Os modelos teóricos são apoiados por observações confiáveis e, apesar de algumas lacunas, a imagem geral do ciclo de vida de uma estrela é conhecida há muito tempo.
Nascimento
Tudo começa com uma nuvem molecular. Estas são enormes regiões de gás interestelar densas o suficiente para a formação de moléculas de hidrogênio.
Então ocorre um evento. Talvez seja causada por uma onda de choque de uma supernova que explodiu nas proximidades, ou talvez pela dinâmica natural dentro da nuvem molecular. No entanto, há apenas um resultado - a instabilidade gravitacional leva à formação de um centro de gravidade em algum lugar dentro da nuvem.
Cedendo à tentação da gravidade, a matéria circundante começa a girar em torno desse centro e se acumula em sua superfície. Gradualmente, um núcleo esférico equilibrado com temperatura e luminosidade crescentes é formado - uma protoestrela.
O disco de gás e poeira ao redor da protoestrela gira cada vez mais rápido, devido à sua crescente densidade e massa, cada vez mais partículas colidem em suas profundezas, a temperatura continua subindo.
Assim que atinge milhões de graus, a primeira reação termonuclear ocorre no centro da protoestrela. Dois núcleos de hidrogênio superam a barreira de Coulomb e se combinam para formar um núcleo de hélio. Então - os outros dois núcleos, então - o outro ... até que a reação em cadeia cubra toda a região em que a temperatura permite que o hidrogênio sintetize o hélio.
A energia das reações termonucleares atinge rapidamente a superfície da estrela, aumentando drasticamente seu brilho. Portanto, uma protoestrela, se tiver massa suficiente, se transforma em uma jovem estrela completa.
Região de formação estelar ativa N44 / ©ESO, NASA
Sem infância, sem adolescência, sem juventude
Todas as protoestrelas que aquecem o suficiente para iniciar uma reação termonuclear em seus interiores entram no período mais longo e estável, ocupando 90% de toda a sua vida.
Tudo o que acontece com eles nesse estágio é a queima gradual do hidrogênio na zona das reações termonucleares. Literalmente "queimando a vida". A estrela muito lentamente - ao longo de bilhões de anos - ficará mais quente, a intensidade das reações termonucleares aumentará, assim como a luminosidade, mas nada mais.
Claro, são possíveis eventos que aceleram a evolução estelar - por exemplo, proximidade ou mesmo uma colisão com outra estrela, mas isso não depende do ciclo de vida de uma estrela individual.
Existem também estrelas peculiares “natimortas” que não conseguem atingir a sequência principal - ou seja, não conseguem lidar com a pressão interna das reações termonucleares.
Estas são protoestrelas de baixa massa (menos de 0,0767 da massa do Sol) - as mesmas que são chamadas de anãs marrons. Devido à compressão gravitacional insuficiente, eles perdem mais energia do que é formado como resultado da fusão do hidrogênio. Com o tempo, as reações termonucleares no interior dessas estrelas cessam, e tudo o que lhes resta é um resfriamento prolongado, mas inevitável.
Visão artística de uma anã marrom / ©ESO/I. Crossfield/N. Risinger
Velhice problemática
Ao contrário das pessoas, a fase mais ativa e interessante da "vida" das estrelas massivas começa no final de sua existência.
A evolução posterior de cada luminar individual que chegou ao fim sequência principal- ou seja, o ponto em que não sobra mais hidrogênio para a fusão termonuclear no centro da estrela - depende diretamente da massa da estrela e de sua composição química.
Quanto menor a massa de uma estrela na sequência principal, mais longa será sua "vida" e menos grandioso será seu final. Por exemplo, estrelas com massas menores que a metade da massa do Sol - como as chamadas anãs vermelhas - ainda não "morreram" desde o Big Bang. Segundo cálculos e simulações de computador, devido à baixa intensidade das reações termonucleares, tais estrelas podem facilmente queimar hidrogênio de dezenas de bilhões a dezenas de trilhões de anos e, ao final de sua jornada, provavelmente sairão como anãs marrons. .
Estrelas com massa média de meia a dez massas solares, depois de queimar o hidrogênio no centro, são capazes de queimar mais pesadas elementos químicos em sua composição - primeiro hélio, depois carbono, oxigênio e depois, que sorte com a massa, até ferro-56 (um isótopo de ferro, que às vezes é chamado de "cinza da combustão termonuclear").
Para tais estrelas, a fase seguinte à sequência principal é chamada de estágio de gigante vermelha. Iniciando reações termonucleares de hélio, depois carbono, etc. cada vez leva a transformações significativas da estrela.
De certa forma, isso é agonia da morte. A estrela se expande centenas de vezes e fica vermelha, depois se contrai novamente. A luminosidade também muda - aumenta milhares de vezes, depois diminui novamente.
No final deste processo, a camada externa da gigante vermelha é desprendida, formando uma espetacular nebulosa planetária. Um núcleo nu permanece no centro - uma anã branca de hélio com uma massa de aproximadamente metade da massa solar e um raio aproximadamente igual ao raio da Terra.
As anãs brancas têm um destino semelhante às anãs vermelhas - um esgotamento silencioso por bilhões a trilhões de anos, a menos, é claro, que haja uma estrela companheira por perto, devido à qual a anã branca pode aumentar sua massa.
O sistema KOI-256 composto por anãs vermelhas e brancas / ©NASA/JPL-Caltech
velhice extrema
Se uma estrela tem sorte especial com sua massa, e tem cerca de 12 massas solares ou mais, então os estágios finais de sua evolução são caracterizados por eventos muito mais extremos.
Se a massa do núcleo de uma gigante vermelha exceder o limite de Chandrasekhar de 1,44 massas solares, a estrela não apenas perderá sua casca no final, mas liberará a energia acumulada em uma poderosa explosão termonuclear - uma supernova.
No coração dos restos de uma supernova que espalha matéria estelar com força enorme por muitos anos-luz ao redor, neste caso não é mais uma anã branca, mas uma estrela de nêutrons superdensa, com um raio de apenas 10-20 quilômetros.
No entanto, se a massa de uma gigante vermelha for superior a 30 massas solares (ou melhor, já é uma supergigante) e a massa de seu núcleo exceder o limite de Oppenheimer-Volkov, que é de aproximadamente 2,5-3 massas solares, então nem um branco anão nem uma estrela de nêutrons é formada.
Algo muito mais impressionante aparece no centro dos restos de uma supernova - um buraco negro, pois o núcleo da estrela explodida é comprimido tanto que até os nêutrons começam a entrar em colapso, e nada mais, inclusive a luz, pode deixar os limites do buraco negro recém-nascido - ou melhor, seu horizonte de eventos.
Estrelas particularmente massivas - supergigantes azuis - podem contornar o estágio de supergigante vermelho e também explodir em uma supernova.
Supernova SN 1994D na galáxia NGC 4526 (ponto brilhante no canto inferior esquerdo) / ©NASA
E o nosso Sol?
O Sol pertence às estrelas de massa média; portanto, se você ler atentamente a parte anterior do artigo, poderá prever exatamente em que caminho nossa estrela está.
Porém, mesmo antes da transformação do Sol em gigante vermelha, a humanidade aguarda uma série de convulsões astronômicas. A vida na Terra se tornará impossível em um bilhão de anos, quando a intensidade das reações termonucleares no centro do Sol for suficiente para evaporar os oceanos da Terra. Paralelamente, as condições de vida em Marte vão melhorar, o que em algum momento pode torná-lo habitável.
Em cerca de 7 bilhões de anos, o Sol terá aquecido o suficiente para que uma reação termonuclear comece em suas regiões externas. O raio do Sol aumentará cerca de 250 vezes e a luminosidade 2700 vezes - haverá uma transformação em gigante vermelha.
Devido ao aumento do vento solar, a estrela neste estágio perderá até um terço de sua massa, mas terá tempo de absorver Mercúrio.
A massa do núcleo solar devido à queima de hidrogênio ao seu redor aumentará tanto que ocorrerá o chamado flash de hélio e começará a fusão termonuclear dos núcleos de hélio em carbono e oxigênio. O raio da estrela diminuirá significativamente, para 11 solar padrão.
Atividade solar / ©NASA/Goddard/SDO
Porém, já 100 milhões de anos depois, a reação com o hélio irá para as regiões externas da estrela, e voltará a aumentar para o tamanho, luminosidade e raio de uma gigante vermelha.
O vento solar neste estágio se tornará tão forte que soprará as regiões externas da estrela para o espaço sideral, formando uma vasta nebulosa planetária.
E onde estava o Sol, haverá uma anã branca do tamanho da Terra. Extremamente brilhante no começo, mas com o passar do tempo, fica cada vez mais escuro.
A evolução das estrelas é uma mudança física. características, interno edifícios e quim. composição das estrelas ao longo do tempo. Os problemas mais importantes da teoria de E.z. - explicação da formação das estrelas, mudanças em suas características observadas, o estudo das relações genéticas vários grupos estrelas, análise de seus estados finais.
Visto que na parte do Universo conhecida por nós aprox. 98-99% da massa da matéria observada está contida nas estrelas ou passou do estágio das estrelas, a explicação de E.z. yavl. um dos problemas mais importantes da astrofísica.
Uma estrela em estado estacionário é uma bola de gás, que está em estado hidrostático. e equilíbrio térmico (ou seja, a ação das forças gravitacionais é equilibrada pela pressão interna, e as perdas de energia por radiação são compensadas pela energia liberada no interior da estrela, veja). O "nascimento" de uma estrela é a formação de um objeto em equilíbrio hidrostático, cuja radiação é suportada por si mesma. fontes de energia. A "morte" de uma estrela é um desequilíbrio irreversível que leva à destruição da estrela ou à sua falha catastrófica. compressão.
Separação de gravidade. a energia pode desempenhar um papel decisivo apenas quando a temperatura do interior da estrela é insuficiente para que a liberação de energia nuclear compense as perdas de energia, e a estrela como um todo ou parte dela deve se contrair para manter o equilíbrio. A iluminação da energia térmica torna-se importante somente após o esgotamento das reservas de energia nuclear. Assim, E.z. pode ser representado como uma mudança sucessiva das fontes de energia das estrelas.
O tempo característico de E.z. muito grande para poder acompanhar toda a evolução diretamente. Portanto, o principal método de pesquisa E.z. yavl. construção de sequências de modelos de estrelas que descrevem mudanças no interior. edifícios e quim. composição das estrelas ao longo do tempo. Evolução. as sequências são então comparadas com os resultados das observações, por exemplo, com (G.-R.d.), que resume as observações de um grande número de estrelas em diferentes estágios de evolução. De particular importância é a comparação com G.-R.d. para aglomerados de estrelas, uma vez que todas as estrelas do aglomerado têm a mesma química inicial. composição e formadas quase simultaneamente. De acordo com G.-R.d. aglomerados de diferentes idades, foi possível estabelecer a direção do E.z. Detalhe evolutivo. as sequências são calculadas resolvendo numericamente um sistema de equações diferenciais que descrevem a distribuição de massa, densidade, temperatura e luminosidade em uma estrela, às quais são adicionadas as leis de liberação de energia e opacidade da matéria estelar e equações que descrevem a mudança química. composição estelar ao longo do tempo.
A evolução de uma estrela depende principalmente de sua massa e química inicial. composição. Um papel certo, mas não fundamental, pode ser desempenhado pela rotação da estrela e seu magn. campo, mas o papel desses fatores em E.z. ainda não suficientemente explorada. Chem. A composição de uma estrela depende da época em que foi formada e de sua posição na galáxia no momento de sua formação. As estrelas da primeira geração foram formadas a partir da matéria, cuja composição foi determinada pelo cosmológico. condições. Aparentemente, continha aproximadamente 70% em massa de hidrogênio, 30% de hélio e uma mistura insignificante de deutério e lítio. No decorrer da evolução das estrelas da primeira geração, formaram-se elementos pesados \u200b\u200b(após o hélio), que foram ejetados para o espaço interestelar como resultado do fluxo de matéria das estrelas ou durante explosões estelares. As estrelas das gerações subsequentes já foram formadas a partir de matéria contendo até 3-4% (em massa) de elementos pesados.
A indicação mais direta de que a formação de estrelas está ocorrendo na Galáxia atualmente é yavl. existência de um espectro massivo de estrelas brilhantes. classes O e B, cuja vida útil não pode exceder ~ 10 7 anos. A taxa de formação de estrelas na moderna época é estimada em 5 por ano.
De acordo com a visão mais comum, as estrelas são formadas como resultado da gravidade. condensação de matéria no meio interestelar. A separação necessária do meio interestelar em duas fases - densas nuvens frias e um meio rarefeito com temperatura mais alta - pode ocorrer sob a influência da instabilidade térmica de Rayleigh-Taylor no campo magnético interestelar. campo. Complexos gás-pó com massa 
, tamanho característico (10-100) pc e concentração de partículas n~10 2 cm -3 . realmente observados devido à sua emissão de ondas de rádio. A compressão (colapso) dessas nuvens requer certas condições: gravitacional. as partículas da nuvem devem exceder a soma da energia do movimento térmico das partículas, a energia de rotação da nuvem como um todo e a magnética. energia da nuvem (critério Jeans). Se apenas a energia do movimento térmico for levada em conta, então, até um fator da ordem de um, o critério Jeans é escrito como: align="absmiddle" width="205" height="20">, onde é a massa da nuvem, T- temperatura do gás em K, n- número de partículas em 1 cm 3 . Com típico moderno nuvens interestelares temp-pax K só podem colapsar nuvens com uma massa não inferior a . O critério de Jeans indica que para a formação de estrelas com um espectro de massa realmente observado, a concentração de partículas nas nuvens em colapso deve atingir (10 3 -10 6) cm -3 , ou seja, 10-1000 vezes maior do que o observado em nuvens típicas. No entanto, tais concentrações de partículas podem ser alcançadas nas profundezas das nuvens que já começaram a colapsar. Disso decorre que o que está acontecendo é por meio de um processo sucessivo realizado em várias estágios, fragmentação de nuvens maciças. Esta imagem explica naturalmente o nascimento de estrelas em grupos - aglomerados. Ao mesmo tempo, questões relacionadas ao balanço de calor na nuvem, ao campo de velocidade nela e ao mecanismo que determina o espectro de massa dos fragmentos ainda permanecem obscuras.
Objetos em colapso de massa estelar chamados. protoestrelas. O colapso de uma protoestrela não rotativa esfericamente simétrica sem magnetismo. campos incluem vários. estágios. No momento inicial, a nuvem é homogênea e isotérmica. É transparente para o público. radiação, então o colapso ocorre com perdas volumétricas de energia, Ch. arr. devido à radiação térmica da poeira, um enxame transmite sua cinética. a energia de uma partícula de gás. Em uma nuvem homogênea não há gradiente de pressão e a compressão se inicia no regime de queda livre com o tempo característico , onde G- , - densidade da nuvem. Com o início da compressão, surge uma onda de rarefação, movendo-se em direção ao centro na velocidade do som, e desde o colapso ocorre mais rápido onde a densidade é maior, a protoestrela é dividida em um núcleo compacto e uma concha estendida, na qual a matéria é distribuída de acordo com a lei . Quando a concentração de partículas no núcleo atinge ~ 10 11 cm -3, ele se torna opaco para a radiação infravermelha das partículas de poeira. A energia liberada no núcleo escoa lentamente para a superfície devido à condução de calor radiante. A temperatura começa a subir quase adiabaticamente, o que leva a um aumento da pressão e o núcleo entra em estado hidrostático. Saldo. A casca continua a cair sobre o núcleo e aparece em sua periferia. Os parâmetros do núcleo neste momento dependem fracamente da massa total da protoestrela: K. À medida que a massa do núcleo aumenta devido à acreção, sua temperatura muda quase adiabaticamente até atingir 2000 K, quando começa a dissociação das moléculas de H 2 . Como resultado do consumo de energia para dissociação, e não um aumento na cinética. energia das partículas, o valor do índice adiabático torna-se inferior a 4/3, as mudanças de pressão não são capazes de compensar as forças gravitacionais e o núcleo colapsa novamente (ver ). Um novo núcleo é formado com parâmetros , circundado por uma frente de choque, sobre a qual são acrescidos os remanescentes do primeiro núcleo. Um rearranjo semelhante do núcleo ocorre com o hidrogênio.
O crescimento adicional do núcleo devido ao material da casca continua até que toda a matéria caia sobre a estrela ou seja espalhada sob a ação de ou , se o núcleo for suficientemente massivo (ver ). Para protoestrelas com o tempo característico da matéria da casca t a >t kn, então sua luminosidade é determinada pela liberação de energia dos núcleos em contração.
Uma estrela que consiste em um núcleo e uma casca é observada como uma fonte de infravermelho devido ao processamento da radiação na casca (a poeira da casca, absorvendo fótons de radiação ultravioleta do núcleo, irradia na faixa de infravermelho). Quando a casca se torna opticamente fina, a protoestrela começa a ser observada como um objeto comum de natureza estelar. Nas estrelas mais massivas, as conchas são preservadas até o início da queima termonuclear de hidrogênio no centro da estrela. A pressão de radiação limita a massa das estrelas a um valor, provavelmente . Mesmo que estrelas mais massivas sejam formadas, elas se tornam pulsacionalmente instáveis e podem perder seu valor. parte da massa na fase de combustão do hidrogênio no núcleo. A duração do estágio de colapso e espalhamento do invólucro protoestelar é da mesma ordem que o tempo de queda livre da nuvem-mãe, ou seja, 10 5 -10 6 anos. Os aglomerados de matéria escura dos remanescentes da concha iluminados pelo núcleo, acelerados pelo vento estelar, são identificados com objetos Herbig-Haro (aglomerados em forma de estrela com espectro de emissão). Estrelas de pequenas massas, quando se tornam visíveis, estão na região G.-R.d. ocupada por estrelas do tipo T Taurus (anãs), mais massivas - na região onde estão localizadas as estrelas de emissão Herbig (classes espectrais iniciais irregulares com linhas de emissão em espectros).Evolução. rastros de núcleos de protoestrelas com massa constante no estágio hidrostático. compressão são mostrados na fig. 1. Em estrelas de baixa massa, no momento em que a hidrostática é estabelecida. equilíbrio, as condições nos núcleos são tais que a energia é transferida neles. Os cálculos mostram que a temperatura da superfície de uma estrela totalmente convectiva é quase constante. O raio da estrela está diminuindo continuamente, porque. ela continua encolhendo. Com uma temperatura de superfície constante e um raio decrescente, a luminosidade da estrela também deve cair no G.-R.d. esta etapa de evolução corresponde aos segmentos verticais das pistas.
À medida que a compressão continua, a temperatura no interior da estrela aumenta, a matéria torna-se mais transparente e as estrelas com align="absmiddle" width="90" height="17"> têm núcleos radiantes, mas as camadas permanecem convectivas. Estrelas menos massivas permanecem totalmente convectivas. Sua luminosidade é regulada por uma fina camada radiante na fotosfera. Quanto mais massiva a estrela e quanto maior sua temperatura efetiva, maior seu núcleo radiante (em estrelas com align="absmiddle" width="74" height="17">, o núcleo radiante aparece imediatamente). No final, quase toda a estrela (com exceção da zona convectiva da superfície em estrelas com massa ) passa para um estado de equilíbrio radiativo, no qual toda a energia liberada no núcleo é transferida por radiação.
Quando o teor de hidrogênio no núcleo diminui para 1%, a expansão das camadas de estrelas com align="absmiddle" width="66" height="17"> é substituída pela contração geral da estrela, que é necessária para manter a liberação de energia. A compressão da casca causa o aquecimento do hidrogênio na camada adjacente ao núcleo de hélio até a temperatura de sua combustão termonuclear, e surge uma camada fonte de liberação de energia. Para estrelas com massa , para as quais depende menos da temperatura e a região de liberação de energia não é tão fortemente concentrada em direção ao centro, não há estágio de compressão geral.
E.z. após a queima do hidrogênio depende de sua massa. O fator mais importante que influencia o curso da evolução das estrelas com uma massa yavl. degeneração do gás de elétrons em altas densidades. Devido à alta densidade, o número de estados quânticos com baixa energia é limitado devido ao princípio de Pauli, e os elétrons preenchem os níveis quânticos com alta energia, muito superior à energia de seu movimento térmico. A característica mais importante de um gás degenerado é que sua pressão p depende apenas da densidade: para degeneração não relativística e para degeneração relativística. A pressão do gás de elétrons é muito maior do que a pressão do íon. Isso implica o fundamental para E.z. conclusão: como a força gravitacional que atua sobre uma unidade de volume de um gás relativisticamente degenerado, , depende da densidade da mesma forma que o gradiente de pressão , deve haver uma massa limite (ver ), tal que para a largura align="absmiddle" ="66" height ="15"> A pressão dos elétrons não pode neutralizar a gravidade e a compressão começa. Limite de massa align="absmiddle" width="139" height="17">. O limite da região na qual o gás de elétrons é degenerado é mostrado na fig. 3 . Para estrelas de baixa massa, a degenerescência desempenha papel de destaque já em processo de formação de núcleos de hélio.
O segundo fator que determina E.z. nos estágios posteriores, são perdas de energia de neutrinos. Nas profundezas das estrelas T~10 8 Para principal. o papel no nascimento é desempenhado por: processo de fotoneutrino, decaimento de quanta de oscilações de plasma (plasmons) em pares neutrino-antineutrino (), aniquilação de pares elétron-pósitron () e (ver). A característica mais importante dos neutrinos é que a matéria da estrela é praticamente transparente para eles, e os neutrinos carregam livremente a energia da estrela.
O núcleo de hélio, no qual ainda não surgiram as condições para a combustão do hélio, é comprimido. A temperatura na fonte em camadas adjacente ao núcleo aumenta e a taxa de queima de hidrogênio aumenta. A necessidade de transferir o aumento do fluxo de energia leva à expansão da casca, para a qual parte da energia é gasta. Como a luminosidade da estrela não muda, a temperatura de sua superfície cai e em G.-R.d. a estrela se move para a região ocupada por gigantes vermelhas.O tempo de reestruturação da estrela é duas ordens de grandeza menor que o tempo de queima de hidrogênio no núcleo, portanto, há poucas estrelas entre a banda MS e a região de supergigantes vermelhas. Com a diminuição da temperatura da casca, sua transparência aumenta, resultando em um externo. zona convectiva e a luminosidade da estrela aumenta.
A remoção de energia do núcleo através da condução térmica de elétrons degenerados e perdas de neutrinos nas estrelas retarda o momento de ignição do hélio. A temperatura começa a crescer visivelmente apenas quando o núcleo se torna quase isotérmico. Combustão 4 Ele determina o E.z. a partir do momento em que a liberação de energia supera as perdas de energia por condução de calor e radiação de neutrinos. A mesma condição se aplica à combustão de todos os tipos subsequentes de combustível nuclear.
Uma característica notável dos núcleos estelares resfriados por neutrinos do gás degenerado é a "convergência" - a convergência de trilhas, que caracterizam a relação entre densidade e temperatura Tc no centro da estrela (Fig. 3). A taxa de liberação de energia durante a compressão do núcleo é determinada pela taxa de ligação da matéria a ele por meio de uma fonte de camada, que depende apenas da massa do núcleo para um determinado tipo de combustível. Um equilíbrio de entrada e saída de energia deve ser mantido no núcleo, de modo que a mesma distribuição de temperatura e densidade seja estabelecida nos núcleos das estrelas. No momento da ignição de 4 He, a massa do núcleo depende do conteúdo de elementos pesados. Em núcleos de gases degenerados, a ignição de 4 He tem caráter de explosão térmica, pois a energia liberada durante a combustão vai aumentar a energia do movimento térmico dos elétrons, mas a pressão quase não muda com o aumento da temperatura até que a energia térmica dos elétrons seja igual à energia do gás degenerado dos elétrons. Então a degeneração é removida e o núcleo se expande rapidamente - ocorre um flash de hélio. Flashes de hélio são provavelmente acompanhados pela perda de matéria estelar. Em , onde estrelas massivas há muito completaram sua evolução e gigantes vermelhas têm massas , estrelas no estágio de queima de hélio estão no ramo horizontal do G.-R.d.
Em núcleos de hélio de estrelas com align="absmiddle" width="90" height="17"> o gás não é degenerado, 4 Ele inflama silenciosamente, mas os núcleos também se expandem devido ao aumento Tc. Nas estrelas mais massivas, a ignição do 4 He ocorre mesmo quando são yavl. supergigantes azuis. A expansão do núcleo leva a uma diminuição T na região da fonte da camada de hidrogênio, e a luminosidade da estrela diminui após o flash de hélio. Para manter o equilíbrio térmico, a casca se contrai e a estrela deixa a região da supergigante vermelha. Quando 4 He no núcleo se esgota, a compressão do núcleo e a expansão da casca começam novamente, a estrela novamente se torna uma supergigante vermelha. Uma fonte de combustão em camadas 4 He é formada, a qual domina na liberação de energia. Lá fora aparece novamente. zona convectiva. À medida que o hélio e o hidrogênio se esgotam, a espessura das fontes em camadas diminui. Uma fina camada de combustão de hélio acaba por ser termicamente instável, porque com uma sensibilidade muito forte de liberação de energia à temperatura (), a condutividade térmica da substância é insuficiente para extinguir as perturbações térmicas na camada de combustão. Durante os flashes térmicos, ocorre convecção na camada. Se penetrar em camadas ricas em hidrogênio, como resultado de um processo lento ( s-processo, ver) elementos com massas atômicas de 22 Ne a 209 B são sintetizados.
A pressão de radiação na poeira e nas moléculas formadas nas conchas estendidas e frias das supergigantes vermelhas leva a uma perda contínua de matéria a uma taxa de até um ano. A perda contínua de massa pode ser complementada por perdas devido à instabilidade da combustão estratificada ou pulsações, que podem levar à liberação de um ou mais. cartuchos. Quando a quantidade de matéria acima do núcleo de carbono-oxigênio fica abaixo de um certo limite, a casca, para manter a temperatura nas camadas de combustão, é forçada a se contrair até que a compressão seja capaz de sustentar a combustão; estrela em G.-R.d. desloca quase horizontalmente para a esquerda. Nesta fase, a instabilidade das camadas de combustão também pode levar à expansão da casca e perda de matéria. Enquanto a estrela estiver quente o suficiente, ela é observada como um núcleo com um ou mais. cartuchos. Quando as fontes da camada são deslocadas para a superfície da estrela de modo que a temperatura nelas se torne menor do que o necessário para a combustão nuclear, a estrela esfria, transformando-se em uma anã branca com radiação devido ao consumo de energia térmica do componente iônico de seu substância. O tempo de resfriamento característico das anãs brancas é de aproximadamente 109 anos. O limite inferior das massas de estrelas individuais que se transformam em anãs brancas não é claro, é estimado em 3-6 . Em estrelas com gás de elétrons degenera no estágio de crescimento de núcleos estelares de carbono-oxigênio (C,O-). Como nos núcleos de hélio das estrelas, devido às perdas de energia dos neutrinos há uma "convergência" de condições no centro e no momento em que o carbono é inflamado no núcleo de C,O. A ignição de 12 C nessas condições provavelmente tem o caráter de uma explosão e leva à destruição completa da estrela. A destruição completa pode não ocorrer se 
. Essa densidade é alcançável quando a taxa de crescimento do núcleo é determinada pelo acréscimo da matéria do satélite em um sistema binário próximo.
No início do século 20, Hertzsprung e Russell traçaram várias estrelas no diagrama "Magnitude absoluta" - "classe espectral", e descobriu-se que a maioria delas estava agrupada ao longo de uma curva estreita. Mais tarde, esse diagrama (agora chamado de diagrama de Hertzsprung-Russell) acabou sendo a chave para entender e estudar os processos que ocorrem dentro da estrela.
O diagrama permite (embora não com muita precisão) encontrar o valor absoluto da classe espectral. especialmente para espectral classes O-F. Para aulas posteriores, isso é complicado pela necessidade de escolher entre um gigante e um anão. No entanto, certas diferenças na intensidade de algumas linhas nos permitem fazer essa escolha com confiança.
A maioria das estrelas (cerca de 90%) está localizada no diagrama ao longo de uma longa faixa estreita chamada sequência principal. Estendia-se do canto superior esquerdo (das supergigantes azuis) ao canto inferior direito (das anãs vermelhas). As estrelas da sequência principal incluem o Sol, cuja luminosidade é tomada como unidade.
Os pontos correspondentes aos gigantes e supergigantes estão localizados acima da sequência principal à direita e correspondentes às anãs brancas - no canto inferior esquerdo, abaixo da sequência principal.
Agora ficou claro que as estrelas da sequência principal são estrelas normais, semelhantes ao Sol, nas quais o hidrogênio é queimado em reações termonucleares. A sequência principal é a sequência de estrelas peso diferente. As maiores estrelas em termos de massa estão localizadas na parte superior da sequência principal e são gigantes azuis. As estrelas de menor massa são anãs. Eles estão localizados na parte inferior da sequência principal. Paralelamente à sequência principal, mas um pouco abaixo dela, estão os subanões. Eles diferem das estrelas da sequência principal em seu baixo teor de metal.
Uma estrela passa a maior parte de sua vida na sequência principal. Nesse período, sua cor, temperatura, luminosidade e outros parâmetros dificilmente se alteram. Mas antes que a estrela atinja esse estado estacionário, ainda no estado de protoestrela, ela é vermelha e por um curto período de tempo mais luminosa do que seria na sequência principal.
Estrelas de grande massa (supergigantes) gastam sua energia generosamente, e a evolução dessas estrelas dura apenas centenas de milhões de anos. Portanto, supergigantes azuis são estrelas jovens.
Os estágios de evolução estelar após a sequência principal também são curtos. Neste caso, estrelas típicas tornam-se gigantes vermelhas e estrelas muito massivas tornam-se supergigantes vermelhas. A estrela aumenta rapidamente de tamanho e sua luminosidade aumenta. São essas fases da evolução que se refletem no diagrama de Hertzsprung-Russell.
Cada estrela gasta cerca de 90% de sua vida na sequência principal. Nesse período, as principais fontes de energia da estrela são as reações termonucleares de conversão de hidrogênio em hélio em seu centro. Tendo esgotado essa fonte, a estrela se move para a região dos gigantes, onde passa cerca de 10% de sua vida. Neste momento, a principal fonte de liberação de energia estelar é a conversão de hidrogênio em hélio na camada que envolve o denso núcleo de hélio. Este assim chamado palco gigante vermelho.
A evolução de uma estrela começa em uma nuvem molecular gigante, também chamada de berço estelar, na qual, como resultado da instabilidade gravitacional, a flutuação da densidade primária começa a crescer. A maior parte do espaço "vazio" na galáxia contém, na verdade, entre 0,1 e 1 molécula por cm3. Uma nuvem molecular, por outro lado, tem uma densidade de cerca de um milhão de moléculas por cm³. A massa dessa nuvem excede a massa do Sol em 100.000 a 10.000.000 vezes devido ao seu tamanho: de 50 a 300 anos-luz de diâmetro.
Durante o colapso, a nuvem molecular é dividida em partes, formando aglomerados cada vez menores. Fragmentos com massa inferior a ~ 100 massas solares são capazes de formar uma estrela. Nessas formações, o gás se aquece ao se contrair devido à liberação de energia potencial gravitacional, e a nuvem se torna uma protoestrela, transformando-se em um objeto esférico em rotação.
As estrelas no estágio inicial de sua existência, via de regra, ficam escondidas dentro de uma densa nuvem de poeira e gás. Freqüentemente, as silhuetas desses casulos de formação estelar podem ser observadas contra o fundo da radiação brilhante do gás circundante. Tais formações são chamadas de glóbulos de Bok.
Uma proporção muito pequena de protoestrelas não atinge uma temperatura suficiente para reações de fusão termonuclear. Essas estrelas são chamadas de "anãs marrons", sua massa não excede um décimo do sol. Essas estrelas morrem rapidamente, esfriando gradualmente ao longo de várias centenas de milhões de anos. Em algumas das protoestrelas mais massivas, a temperatura devido à forte compressão pode chegar a 10 milhões de K, fazendo com que possível síntese hélio a partir do hidrogênio. Tal estrela começa a brilhar. O início das reações termonucleares estabelece o equilíbrio hidrostático, impedindo o núcleo de mais colapso gravitacional. Além disso, a estrela pode existir em um estado estável.
No diagrama de Hertzsprung-Russell, a estrela emergente ocupa um ponto no canto superior direito: tem alta luminosidade e temperatura baixa. A radiação principal ocorre em faixa de infravermelho. A radiação da camada de poeira fria chega até nós. No processo de evolução, a posição da estrela no diagrama mudará. A única fonte de energia neste estágio é a contração gravitacional. Portanto, a estrela se move rapidamente paralela ao eixo y.
A temperatura da superfície não muda, mas o raio e a luminosidade diminuem. A temperatura no centro da estrela sobe, atingindo um valor em que as reações começam com elementos leves: lítio, berílio, boro, que queimam rapidamente, mas conseguem desacelerar a compressão. A pista gira paralela ao eixo y, a temperatura na superfície da estrela aumenta e a luminosidade permanece quase constante. Finalmente, no centro da estrela, começam as reações de formação de hélio a partir do hidrogênio (combustão do hidrogênio). A estrela entra na sequência principal.
A duração do estágio inicial é determinada pela massa da estrela. Para estrelas como o Sol, é cerca de 1 milhão de anos, para uma estrela com massa de 10 M ☉ cerca de 1000 vezes menor, e para uma estrela com massa de 0,1 M ☉ mil vezes mais.
No estágio da sequência principal, a estrela brilha devido à liberação de energia nas reações nucleares de conversão do hidrogênio em hélio. O suprimento de hidrogênio fornece a luminosidade de uma estrela com massa de 1M ☉ por cerca de 10 10 anos. Estrelas de maior massa consomem hidrogênio mais rapidamente: por exemplo, uma estrela com massa de 10 M ☉ consumirá o hidrogênio em menos de 10 7 anos (a luminosidade é proporcional à quarta potência da massa).
À medida que o hidrogênio queima, as regiões centrais da estrela são fortemente comprimidas.
Depois de entrar na sequência principal, a evolução de uma estrela de grande massa (>1,5 M ☉ ) é determinado pelas condições de combustão do combustível nuclear no interior da estrela. No estágio da sequência principal, esta é a queima do hidrogênio, mas ao contrário das estrelas de baixa massa, as reações do ciclo carbono-nitrogênio dominam no núcleo. Nesse ciclo, os átomos de C e N desempenham o papel de catalisadores. A taxa de liberação de energia nas reações de tal ciclo é proporcional a T 17 . Portanto, um núcleo convectivo é formado no núcleo, cercado por uma zona na qual a transferência de energia é realizada por radiação.
A luminosidade de estrelas de grande massa é muito maior do que a luminosidade do Sol, e o hidrogênio é consumido muito mais rápido. Isso se deve ao fato de que a temperatura no centro dessas estrelas também é muito maior.
À medida que a proporção de hidrogênio na substância do núcleo convectivo diminui, a taxa de liberação de energia diminui. Mas como a taxa de liberação é determinada pela luminosidade, o núcleo começa a encolher e a taxa de liberação de energia permanece constante. Ao mesmo tempo, a estrela se expande e passa para a região das gigantes vermelhas.
Estágio de maturidade em estrela
No momento em que o hidrogênio é completamente queimado, um pequeno núcleo de hélio se forma no centro de uma estrela de baixa massa. No núcleo, a densidade da matéria e a temperatura atingem valores de 10 9 kg/m 3 e 10 8 K, respectivamente. A combustão do hidrogênio ocorre na superfície do núcleo. À medida que a temperatura no núcleo aumenta, a taxa de queima de hidrogênio aumenta e a luminosidade aumenta. A zona radiante desaparece gradualmente. E devido ao aumento da velocidade das correntes convectivas, as camadas externas da estrela incham. Seu tamanho e luminosidade aumentam - a estrela se transforma em uma gigante vermelha.
Quando o hidrogênio de uma estrela de grande massa se esgota completamente, inicia-se no núcleo uma reação tripla de hélio e, simultaneamente, a reação de produção de oxigênio (3He=>C e C+He=>O). Ao mesmo tempo, o hidrogênio começa a queimar na superfície do núcleo de hélio. A origem da primeira camada é exibida.
O suprimento de hélio se esgota muito rapidamente, pois nas reações descritas, relativamente pouca energia é liberada em cada ato elementar. A imagem se repete, e duas fontes de camada aparecem na estrela, e a reação C + C => Mg começa no núcleo.
Ao mesmo tempo, a trilha evolutiva acaba sendo muito complicada. No diagrama de Hertzsprung-Russell, a estrela se move ao longo da sequência de gigantes ou (para massas muito grandes na região supergigante) torna-se periodicamente uma Cefeida.
Em uma estrela de baixa massa, no final, a velocidade do fluxo convectivo em algum nível atinge a segunda velocidade espacial, a casca se quebra e a estrela se transforma em uma anã branca, cercada por uma nebulosa planetária.
No final de sua evolução, uma estrela de grande massa tem uma estrutura muito complexa. Cada camada tem sua própria composição química, as reações nucleares ocorrem em várias fontes em camadas e um núcleo de ferro é formado no centro.
As reações nucleares com o ferro não ocorrem, pois requerem o gasto (em vez da liberação) de energia. Portanto, o núcleo de ferro é rapidamente comprimido, a temperatura e a densidade aumentam, atingindo valores fantásticos - uma temperatura de 10 9 K e uma densidade de 10 9 kg/m3.
Nesse momento, dois processos importantíssimos se iniciam, acontecendo no núcleo simultaneamente e muito rapidamente (aparentemente, em minutos). A primeira é que, durante as colisões nucleares, os átomos de ferro se decompõem em 14 átomos de hélio, a segunda é que os elétrons são “comprimidos” em prótons, formando nêutrons. Ambos os processos estão associados à absorção de energia, e a temperatura no núcleo (também a pressão) cai instantaneamente. As camadas externas da estrela começam a cair em direção ao centro.
A queda das camadas externas leva a um aumento acentuado da temperatura nelas. Hidrogênio, hélio e carbono começam a queimar. Isso é acompanhado por um poderoso fluxo de nêutrons que vem do núcleo central. Como resultado, ocorre uma poderosa explosão nuclear, arremessando as camadas externas da estrela, que já contém todos os elementos pesados, até o califórnio. De acordo com as visões modernas, todos os átomos de elementos químicos pesados (isto é, mais pesados que o hélio) foram formados no Universo precisamente em explosões de supernovas. Dependendo da massa da estrela explodida, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro permanece no lugar da supernova explodida.
Nosso Sol brilha há mais de 4,5 bilhões de anos. Ao mesmo tempo, consome constantemente hidrogênio. É absolutamente claro que não importa quão grandes fossem suas reservas, mas um dia elas se esgotarão. E o que acontecerá com a luz? Existe uma resposta para esta pergunta. O ciclo de vida de uma estrela pode ser estudado a partir de outras formações espaciais semelhantes. De fato, existem patriarcas reais no espaço, cuja idade é de 9 a 10 bilhões de anos. E há estrelas muito jovens. Eles não têm mais do que algumas dezenas de milhões de anos.
Portanto, observando o estado das várias estrelas com as quais o Universo está "espalhado", pode-se entender como elas se comportam ao longo do tempo. Aqui podemos fazer uma analogia com um observador alienígena. Ele voou para a Terra e começou a estudar as pessoas: crianças, adultos, idosos. Assim, em um período de tempo muito curto, ele entendeu as mudanças que acontecem com as pessoas durante suas vidas.
O Sol é atualmente uma anã amarela
Bilhões de anos se passarão e ela se tornará uma gigante vermelha - 2
E então se transformar em uma anã branca - 3
Portanto, pode-se dizer com certeza que quando as reservas de hidrogênio na parte central do Sol se esgotarem, a reação termonuclear não parará. A zona onde este processo continuará começará a se mover em direção à superfície de nosso luminar. Mas, ao mesmo tempo, as forças gravitacionais não poderão mais influenciar a pressão formada como resultado de uma reação termonuclear.
Consequentemente, a estrela começará a crescer em tamanho e gradualmente se transformará em uma gigante vermelha. Este é um objeto espacial de um estágio avançado de evolução. Mas acontece da mesma forma estágio inicial durante a formação estelar. Somente no segundo caso a gigante vermelha encolhe e se transforma em estrela da sequência principal. Ou seja, naquele em que ocorre a reação de síntese do hélio a partir do hidrogênio. Em uma palavra, com o que o ciclo de vida de uma estrela começa, então termina.
Nosso Sol aumentará tanto de tamanho que engolirá os planetas mais próximos. Estes são Mercúrio, Vênus e Terra. Mas você não precisa ter medo. O luminar começará a morrer em alguns bilhões de anos. Durante esse tempo, dezenas e talvez centenas de civilizações mudarão. Uma pessoa pegará um clube mais de uma vez e, depois de milênios, ela se sentará novamente em frente ao computador. Esta é a ciclicidade usual na qual todo o universo se baseia.
Mas se tornar um gigante vermelho não significa o fim. A reação termonuclear lançará a casca externa para o espaço. E no centro haverá um núcleo de hélio sem energia. Sob a influência das forças gravitacionais, ele encolherá e, no final, se transformará em uma formação espacial extremamente densa com uma grande massa. Esses remanescentes de estrelas extintas e que esfriam lentamente são chamados anãs brancas.
Nossa anã branca terá um raio 100 vezes menor que o raio do Sol, e a luminosidade diminuirá 10 mil vezes. Ao mesmo tempo, a massa será comparável à atual solar e a densidade será superior a um milhão de vezes. Existem muitas dessas anãs brancas em nossa galáxia. Seu número é 10% do número total de estrelas.
Deve-se notar que as anãs brancas são hidrogênio e hélio. Mas não vamos subir na selva, mas apenas observar que, com forte compressão, pode ocorrer um colapso gravitacional. E isso é repleto de uma explosão colossal. Ao mesmo tempo, uma explosão de supernova é observada. O termo "supernova" caracteriza não a idade, mas o brilho do flash. É que a anã branca não ficou visível no abismo cósmico por muito tempo e, de repente, um brilho forte apareceu.
A maior parte da explosão de supernova se espalha no espaço com grande velocidade. E a parte central restante é comprimida em uma formação ainda mais densa e é chamada Estrêla de Neutróns. É o produto final da evolução estelar. Sua massa é comparável à do sol e seu raio atinge apenas algumas dezenas de quilômetros. um cubo veja uma estrela de nêutrons pode pesar milhões de toneladas. Existem muitas dessas formações no espaço. Seu número é cerca de mil vezes menor do que os sóis comuns, que estão espalhados pelo céu noturno da Terra.
Devo dizer que o ciclo de vida de uma estrela está diretamente relacionado à sua massa. Se corresponder à massa do nosso Sol ou menos que ela, então, no final da vida, uma anã branca aparecerá. No entanto, existem luminárias que são dezenas e centenas de vezes maiores que o Sol.
Quando esses gigantes encolhem no processo de envelhecimento, eles distorcem o espaço e o tempo de tal forma que, em vez de uma anã branca, buraco negro. Sua atração gravitacional é tão forte que mesmo aqueles objetos que se movem na velocidade da luz não conseguem vencê-la. O tamanho do furo caracteriza raio de gravidade. Este é o raio da esfera limitada por Horizonte de eventos. Representa o limite do espaço-tempo. Qualquer corpo cósmico, superado, desaparece para sempre e nunca mais volta.
Existem muitas teorias sobre os buracos negros. Todos eles são baseados na teoria da gravidade, já que a gravidade é uma das forças mais importantes do universo. E sua principal qualidade é versatilidade. Pelo menos, hoje não foi descoberto um único objeto espacial que não tenha interação gravitacional.
Há uma suposição de que através buraco negro você pode entrar em um mundo paralelo. Ou seja, é um canal para outra dimensão. Tudo é possível, mas qualquer afirmação requer evidências práticas. No entanto, nenhum mortal ainda foi capaz de realizar tal experimento.
Assim, o ciclo de vida de uma estrela consiste em vários estágios. Em cada um deles, o luminar atua em uma determinada qualidade, fundamentalmente diferente das anteriores e futuras. Esta é a singularidade e o mistério espaço sideral. Ao conhecê-lo, você involuntariamente começa a pensar que uma pessoa também passa por várias etapas em seu desenvolvimento. E a concha em que existimos agora é apenas estágio de transição para algum outro estado. Mas essa conclusão, novamente, requer confirmação prática..
Vamos considerar brevemente os principais estágios da evolução das estrelas.
Mudança nas características físicas, estrutura interna e a composição química da estrela ao longo do tempo.
Fragmentação da matéria. .
Supõe-se que as estrelas são formadas durante a compressão gravitacional de fragmentos de uma nuvem de gás e poeira. Assim, os chamados glóbulos podem ser os locais de formação estelar.
Um glóbulo é uma nuvem interestelar densa de poeira molecular opaca (gás e poeira), que é observada contra o fundo de nuvens luminosas de gás e poeira na forma de uma formação redonda escura. Consiste principalmente em hidrogênio molecular (H 2) e hélio ( Ele ) com uma mistura de moléculas de outros gases e partículas sólidas de poeira interestelar. Temperatura do gás no glóbulo (principalmente a temperatura do hidrogênio molecular) T≈ 10h 50 K, densidade média n~ 10 5 partículas / cm 3, que é várias ordens de magnitude maior do que nas nuvens comuns de gás e poeira mais densas, diâmetro D~ 0,1 h 1 . Massa de glóbulos M≤ 10 2 × M ⊙ . Alguns glóbulos contêm tipos jovens T Touro.
A nuvem é comprimida por sua própria gravidade devido à instabilidade gravitacional, que pode ocorrer espontaneamente ou como resultado da interação da nuvem com uma onda de choque de uma corrente de vento estelar supersônico de outra fonte próxima de formação estelar. Outras razões para o surgimento da instabilidade gravitacional também são possíveis.
Estudos teóricos mostram que nas condições existentes nas nuvens moleculares comuns (T≈ 10 ÷ 30K e n ~ 10 2 partículas / cm 3), a inicial pode ocorrer em volumes de nuvens com massa M≥ 10 3 × M ⊙ . Em uma nuvem tão contraída, é possível um decaimento adicional em fragmentos menos massivos, cada um dos quais também será comprimido sob a influência de sua própria gravidade. As observações mostram que na Galáxia, no processo de formação de estrelas, não nasce uma, mas um grupo de estrelas com massas diferentes, por exemplo, um aglomerado estelar aberto.
Quando comprimido em regiões centrais a densidade da nuvem aumenta, resultando em um momento em que a substância dessa parte da nuvem se torna opaca à sua própria radiação. Nas entranhas da nuvem, ocorre uma condensação densa e estável, que os astrônomos chamam de oh.
Fragmentação da matéria - a decomposição de uma nuvem de poeira molecular em partes menores, o que leva à aparência.
é um objeto astronômico que está no estágio , a partir do qual depois de algum tempo (para a massa solar desta vez T ~ 10 8 anos) o normal é formado.
Com uma nova queda de matéria do envelope gasoso para o núcleo (acreção), a massa deste último e, consequentemente, a temperatura e aumentam tanto que o gás e a pressão radiante são comparados com as forças . A compactação do kernel é interrompida. O formado é circundado por um invólucro de pó de gás que é opaco para radiação óptica, passando apenas radiação infravermelha e de ondas mais longas para o exterior. Tal objeto (-casulo) é observado como fonte poderosa rádio e radiação infravermelha.
Com um aumento adicional na massa e na temperatura do núcleo, a pressão leve interrompe a acreção e os restos da casca se dispersam no espaço sideral. Aparece um jovem, cujas características físicas dependem de sua massa e composição química inicial.
A principal fonte de energia para uma estrela nascer é, aparentemente, a energia liberada durante a contração gravitacional. Essa suposição decorre do teorema do virial: em um sistema estacionário, a soma da energia potencial E p todos os membros do sistema e o dobro da energia cinética 2 E para desses termos é zero:
E p + 2 E c = 0. (39)
O teorema é válido para sistemas de partículas movendo-se em uma região limitada do espaço sob a ação de forças cuja magnitude é inversamente proporcional ao quadrado da distância entre as partículas. Segue-se que a energia térmica (cinética) é igual à metade da energia gravitacional (potencial). Quando uma estrela é comprimida, a energia total da estrela diminui, enquanto a energia gravitacional diminui: metade da mudança na energia gravitacional sai da estrela por radiação e a energia térmica da estrela aumenta devido à segunda metade.
Jovens estrelas de baixa massa(até três massas solares), que estão a caminho da sequência principal, são completamente convectivos; o processo de convecção cobre todas as áreas da estrela. Ainda são, de fato, protoestrelas, no centro das quais as reações nucleares estão apenas começando, e toda a radiação ocorre principalmente devido a. Ainda não foi estabelecido se as estrelas diminuem a uma temperatura efetiva constante. No diagrama de Hertzsprung-Russell, tais estrelas formam uma trilha quase vertical, chamada de trilha de Hayashi. À medida que a compressão diminui, o jovem se aproxima da sequência principal.
À medida que a estrela se contrai, a pressão do gás de elétrons degenerado começa a aumentar e, quando um certo raio da estrela é atingido, a contração para, o que impede o crescimento adicional da temperatura central causada pela contração e, em seguida, diminui. . Para estrelas menores que 0,0767 massas solares, isso não acontece: a energia liberada durante as reações nucleares nunca será suficiente para equilibrar a pressão interna e . Essas "estrelas inferiores" irradiam mais energia do que é formada durante as reações nucleares e pertencem aos chamados; seu destino é uma contração constante até que a pressão do gás degenerado a interrompa e, em seguida, um resfriamento gradual com a cessação de todas as reações nucleares que começaram..
Estrelas jovens de massa intermediária (de 2 a 8 massas solares) evoluem qualitativamente exatamente da mesma forma que suas irmãs menores, com a exceção de que não possuem zonas convectivas até a sequência principal.
Estrelas com massa superior a 8 massas solaresjá têm as características das estrelas normais, porque passaram por todos os estágios intermediários e conseguiram atingir tal taxa de reações nucleares que compensam a perda de energia por radiação enquanto a massa do núcleo se acumula. Nessas estrelas, o fluxo de massa é tão grande que não apenas interrompe o colapso das regiões externas da nuvem molecular que ainda não se tornaram parte da estrela, mas, ao contrário, as derrete. Assim, a massa da estrela formada é visivelmente menor que a massa da nuvem protoestelar.
sequência principal
A temperatura da estrela sobe até que nas regiões centrais atinge valores suficientes para acionar reações termonucleares, que passam a ser a principal fonte de energia da estrela. Para estrelas massivas ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) é a "combustão" do hidrogênio no ciclo do carbono; para estrelas com massa igual ou menor que a massa do Sol, a energia é liberada em uma reação próton-próton. passa para o estágio de equilíbrio e ocupa seu lugar na sequência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell: em uma estrela de grande massa, a temperatura no núcleo é muito alta ( T ≥ 3 × 107 K ), a produção de energia é muito intensa, - na sequência principal ocupa um lugar acima do Sol na região do início ( O … A , (F )); em uma estrela de pequena massa, a temperatura no núcleo é relativamente baixa ( T ≤ 1,5 × 107 K ), a produção de energia não é tão intensa, - na sequência principal ocorre próximo ou abaixo do Sol na região de tarde (( F ), G , K , M ).
Ele gasta até 90% do tempo alocado pela natureza para sua existência na sequência principal. O tempo que uma estrela passa no estágio da sequência principal também depende da massa. sim com massa M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O ou B está no palco da sequência principal por cerca de 10 7 anos, enquanto a anã vermelha K 5 com massa M ≈ 0,5 × M ⊙ está no estágio da sequência principal há cerca de 10 11 anos, ou seja, um tempo comparável à idade da Galáxia. Estrelas quentes massivas passam rapidamente para os próximos estágios de evolução, anãs frias estão no estágio de sequência principal durante todo o tempo de existência da Galáxia. Pode-se supor que as anãs vermelhas são o principal tipo de população da Galáxia.
Gigante vermelha (supergigante).
A rápida queima de hidrogênio nas regiões centrais de estrelas massivas leva ao aparecimento de um núcleo de hélio nelas. Com uma fração da massa de hidrogênio de alguns por cento no núcleo, a reação do carbono da conversão de hidrogênio em hélio para quase completamente. O núcleo se contrai, o que leva a um aumento de sua temperatura. Como resultado do aquecimento causado pela contração gravitacional do núcleo de hélio, o hidrogênio "acende" e a liberação de energia começa em uma fina camada localizada entre o núcleo e a concha estendida da estrela. A concha se expande, o raio da estrela aumenta, a temperatura efetiva diminui e cresce. "deixa" a sequência principal e passa para o próximo estágio de evolução - para o estágio de uma gigante vermelha ou, se a massa da estrela M > 10 × M⊙ , no estágio supergigante vermelho.
Com o aumento da temperatura e da densidade, o hélio começa a “queimar” no núcleo. No T ~ 2 × 10 8 K e r ~ 10 3 ¸ 10 4 g / cm 3 inicia uma reação termonuclear, que é chamada tripla uma -processo: de três uma -partículas (núcleos de hélio 4 Ele ) um núcleo estável de carbono 12 C é formado. Com a massa do núcleo da estrela M< 1,4 × M ⊙ тройной a - o processo leva à natureza explosiva da liberação de energia - um flash de hélio, que para uma determinada estrela pode ser repetido várias vezes.
Nas regiões centrais de estrelas massivas que se encontram no estágio gigante ou supergigante, um aumento de temperatura leva à formação sucessiva de núcleos de carbono, carbono-oxigênio e oxigênio. Após a queima do carbono, ocorrem reações, como resultado da formação de elementos químicos mais pesados, possivelmente também núcleos de ferro. A evolução posterior de uma estrela massiva pode levar à ejeção de um projétil, uma explosão de uma estrela como uma Nova ou, com a subsequente formação de objetos que são o estágio final na evolução das estrelas: uma anã branca, uma estrela de nêutrons ou uma estrela negra buraco.
O estágio final da evolução é o estágio de evolução de todas as estrelas normais depois que estas esgotaram seu combustível termonuclear; cessação das reações termonucleares como fonte de energia para a estrela; a transição de uma estrela, dependendo de sua massa, para o estágio de anã branca ou buraco negro.
As anãs brancas são o último estágio na evolução de todas as estrelas normais com massa M< 3 ÷ 5 × M ⊙ após o esgotamento do combustível termonuclear por esses mi. Tendo passado do estágio de gigante vermelha (ou subgigante), tal concha se desprende e expõe o núcleo, que, esfriando, torna-se uma anã branca. Raio pequeno (R b.c ~ 10 -2 × R ⊙ ) e branco ou branco azulado (T b.c ~ 10 4 K) determinou o nome dessa classe de objetos astronômicos. A massa de uma anã branca é sempre menor que 1,4×M⊙ - está provado que anãs brancas com grandes massas não podem existir. Com uma massa comparável à do Sol e dimensões comparáveis às do planetas principais sistema solar, as anãs brancas têm uma enorme densidade média: ρ b.c ~ 10 6 g / cm 3, ou seja, um peso de 1 cm 3 de matéria anã branca pesa uma tonelada! Aceleração da queda livre na superfície g b.c ~ 10 8 cm / s 2 (compare com a aceleração na superfície da Terra - g c ≈980 cm/s 2). Com tal carga gravitacional nas regiões internas da estrela, o estado de equilíbrio da anã branca é mantido pela pressão do gás degenerado (principalmente o gás de elétrons degenerados, já que a contribuição do componente iônico é pequena). Lembre-se de que um gás é chamado de degenerado se não houver distribuição de velocidade Maxwelliana das partículas. Nesse gás, em certos valores de temperatura e densidade, o número de partículas (elétrons) com qualquer velocidade na faixa de v = 0 a v = v max será o mesmo. v max é determinado pela densidade e temperatura do gás. Com uma massa anã branca M b.c > 1,4 × M ⊙ a velocidade máxima dos elétrons em um gás é comparável à velocidade da luz, o gás degenerado torna-se relativístico e sua pressão não é mais capaz de resistir à compressão gravitacional. O raio do anão tende a zero - "colapsa" em um ponto.
As atmosferas finas e quentes das anãs brancas são compostas de hidrogênio, com praticamente nenhum outro elemento encontrado na atmosfera; ou do hélio, enquanto há centenas de milhares de vezes menos hidrogênio na atmosfera do que nas atmosferas das estrelas normais. De acordo com o tipo de espectro, as anãs brancas pertencem às classes espectrais O, B, A, F. Para “distinguir” anãs brancas de estrelas normais, a letra D é colocada na frente da designação (DOVII, DBVII, etc. D é a primeira letra em palavra em inglês Degenerado - degenerado). A fonte de radiação de uma anã branca é o suprimento de energia térmica que a anã branca recebeu enquanto era o núcleo da estrela-mãe. Muitas anãs brancas herdaram de seus pais um forte campo magnético, cuja força H ~ 10 8 E. Acredita-se que o número de anãs brancas seja cerca de 10% do número total de estrelas na Galáxia.
Na fig. 15 é uma fotografia de Sirius - a estrela mais brilhante céu (α Cachorro Grande; m v = -1 m ,46; classe A1V). O disco visível na imagem é resultado da irradiação fotográfica e da difração de luz na lente do telescópio, ou seja, o disco da estrela em si não está resolvido na fotografia. Os raios provenientes do disco fotográfico de Sirius são vestígios da distorção da frente de onda do fluxo luminoso sobre os elementos da ótica do telescópio. Sirius está localizado a uma distância de 2,64 do Sol, a luz de Sirius leva 8,6 anos para chegar à Terra - portanto, é uma das estrelas mais próximas do Sol. Sirius é 2,2 vezes mais massivo que o Sol; o seu m v = +1 m ,43, ou seja, nosso vizinho irradia 23 vezes mais energia que o Sol.
Figura 15.A singularidade da fotografia reside no fato de que, junto com a imagem de Sirius, foi possível obter uma imagem de seu satélite - o satélite “brilha” com um ponto brilhante à esquerda de Sirius. Sirius - telescopicamente: o próprio Sirius é indicado pela letra A e seu satélite pela letra B. A magnitude aparente de Sirius B m v \u003d +8 m,43, ou seja, é quase 10.000 vezes mais fraco que Sirius A. A massa de Sirius B é quase exatamente igual à massa do Sol, o raio é cerca de 0,01 do raio do Sol, o a temperatura da superfície é de cerca de 12.000 K, mas Sirius B irradia 400 vezes menos que o Sol. Sirius B é uma típica anã branca. Além disso, esta é a primeira anã branca descoberta, aliás, por Alven Clark em 1862 durante observação visual através de um telescópio.
Sirius A e Sirius B giram em torno de um período comum de 50 anos; a distância entre os componentes A e B é de apenas 20 UA.
De acordo com a observação apropriada de V.M. Lipunov, “eles “amadurecem” dentro de estrelas massivas (com uma massa de mais de 10×M⊙ )”. Os núcleos de estrelas evoluindo para uma estrela de nêutrons têm 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; depois que as fontes de reações termonucleares se esgotarem e o pai ejetar uma parte significativa da matéria com um flash, esses núcleos se tornarão objetos independentes do mundo estelar com características muito específicas. A compressão do núcleo da estrela-mãe pára a uma densidade comparável à nuclear (ρ n. h ~ 10 14 h 10 15 g/cm3). Com tal massa e densidade, o raio do nascido apenas 10 consiste em três camadas. A camada externa (ou crosta externa) é formada por uma rede cristalina de núcleos atômicos de ferro ( Fé ) com uma possível pequena mistura de núcleos atômicos de outros metais; a espessura da crosta externa é de apenas cerca de 600 m com um raio de 10 km. Abaixo da crosta externa está outra crosta dura interna, composta de átomos de ferro ( Fé ), mas esses átomos são superenriquecidos com nêutrons. A espessura desta casca≈ 2 km. A crosta interna faz fronteira com o núcleo líquido de nêutrons, cujos processos físicos são determinados pelas notáveis propriedades do líquido nêutron - superfluidez e, na presença de elétrons e prótons livres, supercondutividade. É possível que bem no centro a matéria contenha mésons e hiperons.
Eles giram rapidamente em torno de um eixo - de uma a centenas de revoluções por segundo. Tal rotação na presença de um campo magnético ( H ~ 10 13h 10 15 Oe) muitas vezes leva ao efeito observado de pulsação da radiação da estrela em diferentes faixas de ondas eletromagnéticas. Vimos um desses pulsares dentro da Nebulosa do Caranguejo.
Número total a velocidade de rotação já é insuficiente para a ejeção de partículas, então isso não pode ser um pulsar de rádio. No entanto, ainda é grande e capturado campo magnético a estrela de nêutrons circundante não pode cair, ou seja, o acréscimo de matéria não ocorre.
Accretor (pulsar de raios X). A velocidade de rotação é reduzida a tal ponto que agora nada impede que a matéria caia sobre uma estrela de nêutrons. O plasma, caindo, se move ao longo das linhas do campo magnético e atinge uma superfície sólida na região dos pólos, aquecendo até dezenas de milhões de graus. Uma substância aquecida a temperaturas tão altas brilha na faixa de raios-X. A área em que a matéria em queda para com a superfície da estrela é muito pequena - apenas cerca de 100 metros. Este ponto quente, devido à rotação da estrela, desaparece periodicamente de vista, o que o observador percebe como pulsações. Esses objetos são chamados de pulsares de raios-X.
Georotador. A velocidade de rotação dessas estrelas de nêutrons é baixa e não impede a acreção. Mas as dimensões da magnetosfera são tais que o plasma é interrompido pelo campo magnético antes de ser capturado pela gravidade.
Se for um componente de um sistema binário próximo, então há uma “transferência” de matéria de uma estrela normal (o segundo componente) para uma de nêutrons. A massa pode exceder a crítica (M > 3×M⊙ ), então a estabilidade gravitacional da estrela é violada, nada pode resistir à contração gravitacional e “sai” sob seu raio gravitacional
r g = 2 × G × M/c 2 , (40)
transformando-se em um buraco negro. Na fórmula acima para r g: M é a massa da estrela, c é a velocidade da luz, G é a constante gravitacional.
Um buraco negro é um objeto cujo campo gravitacional é tão grande que nem uma partícula, nem um fóton, nem qualquer corpo material pode atingir a segunda velocidade cósmica e escapar para o espaço sideral.
Um buraco negro é um objeto singular no sentido de que a natureza do fluxo de processos físicos dentro dele ainda é inacessível a uma descrição teórica. A existência de buracos negros decorre de considerações teóricas, na realidade eles podem estar localizados nas regiões centrais de aglomerados globulares, quasares, galáxias gigantes, incluindo o centro de nossa galáxia.
