Formado pela condensação do meio interestelar. Através de observações, foi possível determinar que as estrelas surgiram em tempo diferente e continua até hoje.
O principal problema na evolução das estrelas é a questão da origem de sua energia, devido à qual elas brilham e irradiam uma enorme quantidade de energia. Anteriormente, muitas teorias foram apresentadas para identificar as fontes de energia estelar. Acreditava-se que uma fonte contínua de energia estelar é a compressão contínua. Esta fonte é certamente boa, mas não consegue manter a radiação adequada por muito tempo. Em meados do século 20, a resposta a esta pergunta foi encontrada. A fonte de radiação são reações de fusão termonuclear. Como resultado dessas reações, o hidrogênio é convertido em hélio, e a energia liberada passa pelo interior da estrela, se transforma e irradia para o espaço do mundo (vale notar que o que mais temperatura, mais rápidas são essas reações; é por isso que estrelas massivas quentes se movem mais rápido de sequência principal).
Agora imagine o surgimento de uma estrela...
Uma nuvem do meio interestelar de gás e poeira começou a se condensar. A partir desta nuvem, uma bola de gás bastante densa é formada. A pressão dentro da bola ainda não é capaz de equilibrar as forças de atração, então ela vai encolher (talvez neste momento, coágulos com massa menor se formem ao redor da estrela, que eventualmente se transformem em planetas). Quando comprimido, a temperatura aumenta. Assim, a estrela gradualmente se instala na sequência principal. Então a pressão do gás dentro da estrela equilibra a atração e a protoestrela se transforma em estrela.
O estágio inicial da evolução de uma estrela é muito pequeno e a estrela está imersa em uma nebulosa neste momento, por isso é muito difícil detectar uma protoestrela.
A transformação de hidrogênio em hélio ocorre apenas nas regiões centrais da estrela. Nas camadas externas, o teor de hidrogênio permanece praticamente inalterado. Como a quantidade de hidrogênio é limitada, mais cedo ou mais tarde ele queima. A liberação de energia no centro da estrela pára e o núcleo da estrela começa a encolher e a concha a inchar. Além disso, se a estrela tiver menos de 1,2 massas solares, ela desprende a camada externa (a formação de uma nebulosa planetária).
Depois que a concha se separa da estrela, suas camadas internas muito quentes se abrem e, enquanto isso, a concha se afasta cada vez mais. Depois de várias dezenas de milhares de anos, a casca se desintegrará e apenas uma estrela muito quente e densa permanecerá, esfriando gradualmente, se transformará em uma anã branca. Gradualmente esfriando, eles se transformam em anãs negras invisíveis. As anãs negras são estrelas muito densas e frias, com cerca de mais terra, mas tendo uma massa comparável à massa do sol. O processo de resfriamento das anãs brancas dura várias centenas de milhões de anos.
Se a massa de uma estrela for de 1,2 a 2,5 solar, essa estrela explodirá. Essa explosão é chamada Super Nova. Uma estrela que explode em poucos segundos aumenta sua luminosidade centenas de milhões de vezes. Tais surtos são extremamente raros. Em nossa galáxia, uma explosão de supernova ocorre aproximadamente uma vez a cada cem anos. Após esse flash, resta uma nebulosa, que tem uma grande emissão de rádio, e também se espalha muito rapidamente, e a chamada estrela de nêutrons (mais sobre isso depois). Além da enorme emissão de rádio, tal nebulosa também será uma fonte de radiação de raios X, mas essa radiação é absorvida pela atmosfera terrestre, portanto só pode ser observada do espaço.
Existem várias hipóteses sobre a causa das explosões estelares (supernovas), mas ainda não existe uma teoria geralmente aceita. Há uma suposição de que isso se deve ao declínio muito rápido das camadas internas da estrela para o centro. A estrela encolhe rapidamente para um tamanho catastroficamente pequeno de cerca de 10 km, e sua densidade neste estado é de 10 17 kg/m 3 , que é próxima da densidade de um núcleo atômico. Esta estrela consiste em nêutrons (enquanto os elétrons parecem ser pressionados em prótons), razão pela qual é chamada "NÊUTRON". Sua temperatura inicial é de cerca de um bilhão de kelvins, mas no futuro esfriará rapidamente.
Esta estrela, devido ao seu pequeno tamanho e resfriamento rápido por muito tempo considerados impossíveis de observar. Mas depois de algum tempo, os pulsares foram descobertos. Esses pulsares acabaram sendo estrelas de nêutrons. Eles são chamados assim por causa da radiação de curto prazo dos pulsos de rádio. Aqueles. a estrela parece estar piscando. Esta descoberta foi feita por acaso e não há muito tempo, nomeadamente em 1967. Esses pulsos periódicos são devidos ao fato de que durante uma rotação muito rápida além do nosso olhar, o cone do eixo magnético pisca constantemente, formando um ângulo com o eixo de rotação.
Um pulsar só pode ser detectado para nós sob condições de orientação do eixo magnético, e isso é aproximadamente 5% de seu número total. Alguns pulsares não são encontrados em nebulosas de rádio, uma vez que as nebulosas se dissipam relativamente rápido. Após cem mil anos, essas nebulosas deixam de ser visíveis, e a idade dos pulsares é estimada em dezenas de milhões de anos.
Se a massa de uma estrela exceder 2,5 massas solares, no final de sua existência, ela entrará em colapso e será esmagada por seu próprio peso. Em questão de segundos, ele se transformará em um ponto. Esse fenômeno foi chamado de "colapso gravitacional" e esse objeto também foi chamado de "buraco negro".
De tudo isso, fica claro que o estágio final da evolução de uma estrela depende de sua massa, mas também é necessário levar em conta a perda inevitável dessa mesma massa e rotação.
Evolução de estrelas de massas diferentes
Os astrônomos não podem observar a vida de uma estrela do começo ao fim, porque mesmo as estrelas de vida mais curta existem por milhões de anos - Vida longa de toda a humanidade. Mudança ao longo do tempo nas características físicas e composição química estrelas, ou seja evolução estelar, os astrônomos estudam comparando as características de muitas estrelas em diferentes estágios de evolução.
Os padrões físicos que conectam as características observadas das estrelas são refletidos no diagrama cor-luminosidade - o diagrama Hertzsprung-Russell, no qual as estrelas formam agrupamentos separados - sequências: a sequência principal de estrelas, sequências de supergigantes, gigantes brilhantes e fracas, subgigantes , subanãs e anãs brancas.
Durante a maior parte de sua vida, qualquer estrela está na chamada sequência principal do diagrama cor-luminosidade. Todos os outros estágios da evolução de uma estrela antes da formação de um remanescente compacto não levam mais de 10% desse tempo. É por isso que a maioria das estrelas observadas em nossa galáxia são anãs vermelhas modestas com a massa do Sol ou menos. A sequência principal inclui cerca de 90% de todas as estrelas observadas.
A vida útil de uma estrela e o que ela se transforma no final caminho da vida, é completamente determinado por sua massa. Estrelas com massa maior que a massa do Sol vivem muito menos que o Sol, e o tempo de vida das estrelas mais massivas é de apenas milhões de anos. Para a grande maioria das estrelas, o tempo de vida é de cerca de 15 bilhões de anos. Depois que a estrela esgota suas fontes de energia, ela começa a esfriar e encolher. O produto final da evolução das estrelas são objetos compactos massivos, cuja densidade é muitas vezes maior que a das estrelas comuns.
Estrelas peso diferente eventualmente chegam a um dos três estados: anãs brancas, estrelas de nêutrons ou buracos negros. Se a massa da estrela for pequena, então as forças gravitacionais são relativamente fracas e a compressão da estrela (colapso gravitacional) para. Entra no estado estável de uma anã branca. Se a massa exceder um valor crítico, a compressão continua. Em densidade muito alta, os elétrons se combinam com os prótons para formar nêutrons. Logo, quase toda a estrela consiste apenas em nêutrons e tem uma densidade tão enorme que uma enorme massa estelar se concentra em uma bola muito pequena com um raio de vários quilômetros e a compressão pára - uma estrela de nêutrons é formada. Se a massa da estrela é tão grande que mesmo a formação de uma estrela de nêutrons não impede o colapso gravitacional, então o estágio final da evolução da estrela será um buraco negro.
Embora as estrelas pareçam eternas na escala de tempo humana, elas, como todas as coisas na natureza, nascem, vivem e morrem. De acordo com a hipótese geralmente aceita de uma nuvem de gás e poeira, uma estrela nasce como resultado da compressão gravitacional de uma nuvem de gás e poeira interestelar. À medida que essa nuvem se torna mais densa, ela primeiro se forma protoestrela, a temperatura em seu centro aumenta continuamente até atingir o limite necessário para que a velocidade do movimento térmico das partículas exceda o limiar, após o qual os prótons são capazes de superar as forças macroscópicas de repulsão eletrostática mútua ( ). cm. lei de Coulomb) e reagir termicamente fusão nuclear (cm. Decaimento e fusão nuclear).
Como resultado de uma reação em várias etapas fusão termonuclear a partir de quatro prótons, um núcleo de hélio é eventualmente formado (2 prótons + 2 nêutrons) e uma fonte inteira de várias partículas elementares é liberada. No estado final, a massa total das partículas formadas menos massas dos quatro prótons originais, o que significa que a energia livre é liberada durante a reação ( cm. Teoria da relatividade). Por causa disso, o núcleo interno de uma estrela recém-nascida aquece rapidamente a temperaturas ultra-altas, e seu excesso de energia começa a espirrar para sua superfície menos quente - e para fora. Ao mesmo tempo, a pressão no centro da estrela começa a aumentar ( cm. A equação de estado para um gás ideal). Assim, ao "queimar" o hidrogênio no processo de uma reação termonuclear, a estrela não permite que as forças de atração gravitacional se comprimam a um estado superdenso, contrariando o colapso gravitacional com uma pressão térmica interna continuamente renovada, resultando em uma energia estável Saldo. Diz-se que as estrelas no estágio ativo de queima de hidrogênio estão na "fase principal" de seu ciclo de vida ou evolução ( cm. diagrama de Hertzsprung-Russell). A transformação de alguns elementos químicos para outros dentro das estrelas são chamados fusão nuclear ou nucleossíntese.
Em particular, o Sol está no estágio ativo de queima de hidrogênio no processo de nucleossíntese ativa há cerca de 5 bilhões de anos, e as reservas de hidrogênio no núcleo para sua continuação devem ser suficientes para nossa luminária por mais 5,5 bilhões de anos. Quanto mais massiva a estrela, mais combustível de hidrogênio ela tem, mas para neutralizar as forças do colapso gravitacional, ela precisa queimar hidrogênio a uma taxa que excede a taxa de crescimento das reservas de hidrogênio à medida que a massa da estrela aumenta. Assim, quanto mais massiva a estrela, menor sua vida útil, determinada pelo esgotamento das reservas de hidrogênio, e as maiores estrelas literalmente se extinguem em "algumas" dezenas de milhões de anos. As estrelas menores, por outro lado, vivem confortavelmente por centenas de bilhões de anos. Então, de acordo com essa escala, nosso Sol pertence aos “camponeses médios fortes”.
Mais cedo ou mais tarde, no entanto, qualquer estrela usará todo o hidrogênio disponível para combustão em seu forno de fusão. Qual é o próximo? Também depende da massa da estrela. O sol (e todas as estrelas com menos de oito vezes a sua massa) terminam suas vidas de maneira muito banal. À medida que as reservas de hidrogênio no interior da estrela se esgotam, as forças de contração gravitacional, que esperam pacientemente por essa hora desde o momento do nascimento da estrela, começam a prevalecer - e sob sua influência a estrela começa a para encolher e condensar. Este processo tem um efeito duplo: a temperatura nas camadas imediatamente ao redor do núcleo da estrela sobe a um nível em que o hidrogênio ali contido finalmente entra em uma reação de fusão com a formação de hélio. Ao mesmo tempo, a temperatura no próprio núcleo, que agora consiste em praticamente um hélio, aumenta tanto que o próprio hélio - uma espécie de "cinza" da reação de nucleossíntese primária em decomposição - entra em uma nova reação de fusão termonuclear: um carbono núcleo é formado a partir de três núcleos de hélio. Este processo de reação secundária de fusão termonuclear, alimentado pelos produtos da reação primária, é um dos pontos chave ciclo de vida das estrelas.
Durante a combustão secundária de hélio no núcleo de uma estrela, tanta energia é liberada que a estrela começa literalmente a inchar. Em particular, o envelope do Sol nesta fase da vida se expandirá além da órbita de Vênus. Nesse caso, a energia total da radiação da estrela permanece aproximadamente no mesmo nível que durante a fase principal de sua vida, mas como essa energia agora é irradiada por uma área de superfície muito maior, a camada externa da estrela esfria até o vermelho. parte do espectro. A estrela se transforma em gigante vermelho.
Para estrelas como o Sol, após o esgotamento do combustível que alimenta a reação secundária de nucleossíntese, o estágio de colapso gravitacional se instala novamente - desta vez o último. A temperatura dentro do núcleo não é mais capaz de subir ao nível necessário para iniciar o próximo nível de fusão. Portanto, a estrela se contrai até que as forças de atração gravitacional sejam equilibradas pela próxima barreira de força. Em seu papel está pressão de gás de elétrons degenerados(cm. limite de Chandrasekhar). Os elétrons, que até este estágio desempenhavam o papel de extras desempregados na evolução da estrela, não participam das reações de fusão nuclear e se movem livremente entre os núcleos que estão em processo de fusão, em um determinado estágio de compressão, são privados do "espaço vital" e começam a "resistir" à compressão gravitacional da estrela. O estado da estrela se estabiliza e se transforma em degenerado anã branca, que irá irradiar calor residual para o espaço até que esfrie completamente.
Estrelas mais massivas que o Sol estão esperando por um final muito mais espetacular. Após a combustão do hélio, sua massa durante a compressão é suficiente para aquecer o núcleo e a casca até as temperaturas necessárias para iniciar as próximas reações de nucleossíntese - carbono, depois silício, magnésio - e assim por diante, à medida que as massas nucleares aumentam. Ao mesmo tempo, no início de cada nova reação no núcleo da estrela, a anterior continua em sua concha. De fato, todos os elementos químicos, até o ferro, que compõem o Universo, foram formados precisamente como resultado da nucleossíntese no interior de estrelas moribundas desse tipo. Mas o ferro é o limite; ele não pode servir como combustível para fusão nuclear ou reações de decaimento a qualquer temperatura e pressão, uma vez que tanto seu decaimento quanto a adição de núcleons adicionais a ele requerem um influxo de energia externa. Como resultado, uma estrela massiva acumula gradualmente um núcleo de ferro dentro de si, incapaz de servir de combustível para outras reações nucleares.
Assim que a temperatura e a pressão dentro do núcleo atingem um certo nível, os elétrons começam a interagir com os prótons dos núcleos de ferro, resultando na formação de nêutrons. E em um período de tempo muito curto - alguns teóricos acreditam que leva uma questão de segundos - os elétrons livres ao longo da evolução anterior da estrela se dissolvem literalmente nos prótons dos núcleos de ferro, toda a matéria do núcleo da estrela se transforma em um contínuo monte de nêutrons e começa a encolher rapidamente em colapso gravitacional, uma vez que a pressão do gás de elétrons degenerado que se opõe a ele cai para zero. A casca externa da estrela, sob a qual qualquer suporte é derrubado, colapsa em direção ao centro. A energia de colisão da camada externa colapsada com o núcleo de nêutrons é tão alta que ricocheteia com grande velocidade e se espalha em todas as direções a partir do núcleo - e a estrela literalmente explode em um flash ofuscante Super Nova estrelas. Em questão de segundos, durante uma explosão de supernova, mais energia pode ser liberada no espaço do que todas as estrelas da galáxia juntas durante o mesmo tempo.
Após uma explosão de supernova e a expansão da casca em estrelas com uma massa da ordem de 10 a 30 massas solares, o colapso gravitacional em andamento leva à formação de uma estrela de nêutrons, cuja substância é comprimida até começar a se formar sentiu pressão de nêutrons degenerados - em outras palavras, agora os nêutrons (assim como os elétrons faziam antes) começam a resistir à compressão adicional, exigindo você mesma espaço de convivência. Isso geralmente ocorre quando a estrela atinge um tamanho de cerca de 15 km de diâmetro. Como resultado, uma estrela de nêutrons em rotação rápida é formada, emitindo impulsos eletromagnéticos com a frequência de sua rotação; tais estrelas são chamadas pulsares. Finalmente, se a massa do núcleo da estrela exceder 30 massas solares, nada poderá impedir seu colapso gravitacional e, como resultado de uma explosão de supernova,
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. O tempo no espaço sideral vive por suas próprias categorias, distâncias e dimensões no Universo são colossais. Raramente pensamos no fato de que a evolução de galáxias e estrelas está constantemente ocorrendo diante de nossos olhos. Cada objeto no vasto espaço é uma consequência de certos processos físicos. Galáxias, estrelas e até 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, em sua maioria bem estudado. No espaço, as leis da física são inabaláveis, o que ajuda a entender a origem objetos espaciais. inclinar-se este caso adotado pela teoria do Big Bang, que agora é a doutrina dominante da 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 ao longe está brilhando para nós há bilhões de anos, momento em que 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 o surgimento 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.
estudo ciclo da vida estrelas podem ser tomadas como um exemplo da estrela 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 outras estrelas estão dispostas, com que rapidez essas gigantescas fontes de calor se esgotam, quais são os estágios do desenvolvimento das estrelas e qual será o final desta vida brilhante - calma e escura ou cintilante, explosivo.
Depois do Big Bang Micro-particulas formaram nuvens interestelares, que se tornaram o "hospital-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 dentro 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 por hidrogênio atômico e molecular e hélio. Apenas 2% desse maciço é representado por poeira e partículas microscópicas sólidas. Anteriormente, acreditava-se que no centro de qualquer estrela estava o núcleo de ferro, aquecido a uma temperatura de um milhão de graus. Foi esse aspecto que explicou a gigantesca massa da estrela.
No confronto de forças físicas, prevaleceram as forças de compressão, pois a luz resultante da liberação de energia não penetra na nuvem de gás. A luz, juntamente com parte da energia liberada, se propaga para fora, criando uma temperatura abaixo de zero e uma zona dentro do denso acúmulo de gás. pressão baixa. 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 até o 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 ocorre já no contexto 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 desencadeia o mecanismo de reações internas. Um aumento na pressão e temperatura interna leva à formação de futura estrela próprio centro de gravidade.
Nesse estado, a protoestrela permanece por milhões de anos, liberando calor lentamente e encolhendo gradualmente, diminuindo de tamanho. Como resultado, os contornos de uma nova estrela aparecem e a densidade de sua matéria se torna comparável à densidade da água.
Em média, a densidade da nossa estrela é de 1,4 kg/cm3 - quase a mesma densidade da água salgada do 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 pára, 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 do 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 estão escondidas do olho humano por uma camada de poeira. A radiação do núcleo só pode ser observada em alcance infravermelho, que é a única oportunidade de ver o nascimento de uma estrela. Por exemplo, na Nebulosa de Órion 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, 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 conhecer as estrelas pode ser dividido em várias etapas. No início, você deve determinar a distância até a estrela. Informações sobre a distância que a estrela está de nós, quanto tempo a luz vem dela, dá 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.
Após determinar a distância até a estrela, é possível, por meio de 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.
estudo análise espectral 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 ferro) que o nosso planeta. A diferença está apenas no número de certos elementos e nos processos que ocorrem no Sol e dentro do firmamento da Terra. 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 essa teoria, a matéria que define a matéria estelar é composta de 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 descrevendo a estrutura de uma estrela permitirá entender sua estrutura e a principal diferença em relação a outros objetos espaciais.
A principal característica é que muitos objetos no Universo têm um certo 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 de matéria estelar começa a esfriar. Uma estrela emite a maior parte de sua energia para o 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 em diferentes períodos sua existência parece diferente. 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 de tal modelo natural ideal é uma fonte de calor capaz de operar muito tempo. Supõe-se que as primeiras formas de vida na Terra apareceram há 3 bilhões de anos. O sol naqueles tempos distantes aqueceu nosso planeta da mesma forma que faz agora. Consequentemente, 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. Este será um número enorme, mas devido à sua enorme massa e alta densidade, tais 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 aumentar o tamanho da estrela, isso significa que a principal fonte de fusão termonuclear secou. A longa jornada final da transformação do corpo celeste começou.
As luminárias formadas no Universo são inicialmente divididas em três tipos mais comuns:
Estrelas de baixa massa (anãs) queimam lentamente suas reservas de hidrogênio e vivem suas vidas com bastante calma.
Essas 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 experimentando. Primeiro, um nascimento rápido, uma vida brilhante e ardente, após o que vem um período de atenuação lenta. Estrelas do tamanho do Sol têm um ciclo de vida longo, estando na sequência principal (no meio dela).
Usando dados sobre a massa de uma estrela, podemos supor seu caminho evolutivo de 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 se esgotarão. A julgar pelo fato de que nosso Sol continua a brilhar 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, como resultado dos processos termonucleares se moverem 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 iniciadas.
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 na intensidade da radiação, a um aumento no tamanho do envelope e no tamanho da própria estrela. Como consequência, nosso Sol se tornará muito grande. Se imaginarmos esta imagem em dezenas de bilhões de anos, então, em vez de um disco brilhante deslumbrante, um disco vermelho quente de tamanho gigantesco ficará pendurado 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 torna-se 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 nela ocorrerão com calma, sem impulsos e reações explosivas. A anã branca vai morrer por um longo tempo, queimando no 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, 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.
No caso de lidarmos inicialmente com 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 com natureza inexplorada e comportamento imprevisível. A enorme massa da estrela contribui para o aumento forças gravitacionais condução de forças de compressão. Não é possível parar este processo. A densidade da matéria cresce até se transformar em infinito, 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 sobreviver fenômeno único- o nascimento de um novo objeto espacial.
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 são 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, uma rápida expansão do núcleo começa, 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, esse destino não o ameaça, e nosso planeta não deve ter medo de tal final. Na maioria dos casos, as explosões de supernovas ocorrem em galáxias distantes, razão pela qual 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. Só podemos observar o que aconteceu há bilhões de anos e adivinhar o que eles podem enfrentar gerações posteriores terráqueos.
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Nosso Sol brilha há mais de 4,5 bilhões de anos. Ao mesmo tempo, consome constantemente hidrogênio. É absolutamente claro que por maiores que fossem suas reservas, mas um dia elas se esgotarão. E o que vai acontecer com a luz? Há uma resposta para esta pergunta. O ciclo de vida de uma estrela pode ser estudado a partir de outras formações espaciais semelhantes. De fato, no espaço existem patriarcas reais, 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 "semeado", 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, para absolutamente período curto vez que ele entendeu que mudanças ocorrem com as pessoas durante suas vidas.
O Sol é atualmente uma anã amarela
Bilhões de anos se passarão e se tornará uma gigante vermelha - 2
E depois 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 nossa luminária. Mas, ao mesmo tempo, as forças gravitacionais não serão mais capazes de influenciar a pressão que se forma 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 final de evolução. Mas acontece da mesma maneira estágio inicial durante a formação estelar. Somente no segundo caso a gigante vermelha encolhe e se transforma em estrela da sequência principal. Ou seja, em um em que ocorre a reação da síntese de hélio a partir de 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. A luminária começará a morrer em alguns bilhões de anos. Durante esse tempo, dezenas e talvez centenas de civilizações mudarão. Uma pessoa vai pegar um taco mais de uma vez e, depois de milênios, ela se sentará novamente em um computador. Essa é a ciclicidade usual na qual todo o universo se baseia.
Mas tornar-se uma gigante vermelha não significa o fim. A reação termonuclear lançará a casca externa no espaço. E no centro haverá um núcleo de hélio desprovido de 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 lentamente resfriadas são chamados de 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 solar atual e a densidade será mais de um milhão de vezes. Existem muitas 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 notamos que com forte compressão, o colapso gravitacional pode ocorrer. E isso está 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 só que a anã branca não era visível no abismo cósmico por um longo tempo e, de repente, um brilho intenso apareceu.
A maioria das supernovas explosivas se espalha no espaço com grande velocidade. E a parte central restante é comprimida em uma formação ainda mais densa e é chamada de 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 ver 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 com o 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, no final da vida aparecerá uma anã branca. 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 os objetos que se movem na velocidade da luz não conseguem superá-la. O tamanho do furo caracteriza raio de gravidade. Este é o raio da esfera limitada por Horizonte de eventos. Representa o limite de espaço-tempo. Qualquer corpo cósmico, superado, desaparece para sempre e nunca mais volta.
Existem muitas teorias sobre 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 evidência prática. No entanto, nenhum mortal ainda foi capaz de realizar tal experimento.
Assim, o ciclo de vida de uma estrela consiste em várias etapas. Em cada um deles, o luminar atua em uma determinada capacidade, que é fundamentalmente diferente das anteriores e futuras. Esta é a singularidade e mistério espaço sideral. Quando você o conhece, involuntariamente começa a pensar que uma pessoa também passa por vários estágios em seu desenvolvimento. E a casca em que existimos agora é apenas estágio de transição para algum outro estado. Mas esta conclusão, novamente, requer confirmação prática..
