A vida interna de uma estrela é regulada pela ação de duas forças: a força de atração, que se opõe à estrela, a mantém, e a força liberada durante as reações nucleares que ocorrem no núcleo. Ela, pelo contrário, tende a “empurrar” a estrela para o espaço distante. Durante os estágios de formação, uma estrela densa e comprimida está sob forte influência da gravidade. Como resultado, ocorre um forte aquecimento, a temperatura atinge 10 a 20 milhões de graus. Isso é suficiente para iniciar reações nucleares, como resultado das quais o hidrogênio é convertido em hélio.
Então, por um longo período, as duas forças se equilibram, a estrela fica em um estado estável. Quando o combustível nuclear do núcleo seca gradualmente, a estrela entra em uma fase de instabilidade, duas forças se opõem. Chega um momento crítico para uma estrela, a mais diferentes fatores– temperatura, densidade, composição química. A massa da estrela vem em primeiro lugar, é dela que depende o futuro deste corpo celeste - ou a estrela explode como uma supernova, ou se transforma em uma anã branca, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.
Como o hidrogênio acaba
Apenas os corpos celestes muito grandes (cerca de 80 vezes a massa de Júpiter) tornam-se estrelas, os menores (cerca de 17 vezes menores que Júpiter) tornam-se planetas. Existem também corpos de massa média, são muito grandes para pertencer à classe dos planetas, e muito pequenos e frios para que as reações nucleares características das estrelas ocorram em suas profundezas.
Esses corpos celestes de cor escura têm uma luminosidade fraca, são bastante difíceis de distinguir no céu. Eles são chamados de "anãs marrons".
Assim, uma estrela é formada a partir de nuvens que consistem em gás interestelar. Como já observado, bastante muito tempo a estrela está em equilíbrio. Depois vem um período de instabilidade. O futuro destino da estrela depende de vários fatores. Considere uma pequena estrela hipotética com uma massa entre 0,1 e 4 massas solares. característica estrelas com massa baixa é a ausência de convecção nas camadas internas, ou seja, as substâncias que compõem a estrela não se misturam, como acontece em estrelas de grande massa.
Isso significa que quando o hidrogênio no núcleo se esgota, não há novo suprimento desse elemento nas camadas externas. O hidrogênio, queimando, se transforma em hélio. Gradualmente, o núcleo se aquece, as camadas superficiais desestabilizam sua própria estrutura e a estrela, como pode ser visto no diagrama D-R, está se movendo lentamente para fora da fase da Sequência Principal. Na nova fase, a densidade da matéria dentro da estrela aumenta, a composição do núcleo “degenera”, como resultado, aparece uma consistência especial. É diferente da matéria normal.
Modificação de matéria
Quando a matéria muda, a pressão depende apenas da densidade dos gases, e não da temperatura.
No diagrama de Hertzsprung-Russell, a estrela se desloca para a direita e depois para cima, aproximando-se da região das gigantes vermelhas. Suas dimensões aumentam significativamente e, por causa disso, a temperatura das camadas externas cai. O diâmetro de uma gigante vermelha pode chegar a centenas de milhões de quilômetros. Quando o nosso entrar nessa fase, ele “engolirá” ou Vênus, e se não conseguir capturar a Terra, a aquecerá a tal ponto que a vida em nosso planeta deixará de existir.
Durante a evolução de uma estrela, a temperatura de seu núcleo aumenta. Primeiro, ocorrem reações nucleares, então, quando a temperatura ótima é atingida, o hélio derrete. Quando isso acontece, o aumento repentino da temperatura central causa uma explosão e a estrela se move rapidamente para a esquerda. Diagramas H-R. Este é o chamado "flash de hélio". Neste momento, o núcleo contendo hélio queima junto com o hidrogênio, que faz parte da casca que envolve o núcleo. No diagrama G-P, esse estágio é fixado movendo-se para a direita ao longo da linha horizontal.
Últimas fases da evolução
Durante a transformação do hélio em carbono, o núcleo muda. Sua temperatura sobe até (se a estrela for grande) até que o carbono comece a queimar. Há um novo surto. De qualquer forma, durante as últimas fases da evolução de uma estrela, nota-se uma perda significativa de sua massa. Isso pode acontecer de forma gradual ou abrupta, durante uma explosão, quando as camadas externas da estrela explodem como grande bolha. Neste último caso, forma-se uma nebulosa planetária - uma concha esférica que se propaga em espaço sideral a velocidades de várias dezenas ou mesmo centenas de quilômetros por segundo.
O destino final de uma estrela depende da massa deixada depois de tudo o que acontece nela. Se ejetar muita matéria durante todas as transformações e explosões e sua massa não exceder 1,44 massas solares, a estrela se transforma em uma anã branca. Esta figura é chamada de "limite de Chandra-sekara" em homenagem ao astrofísico paquistanês Subrahmanyan Chandrasekhar. Esta é a massa máxima de uma estrela na qual um fim catastrófico pode não ocorrer devido à pressão dos elétrons no núcleo.
Após a explosão das camadas externas, o núcleo da estrela permanece e sua temperatura superficial é muito alta - cerca de 100.000 ° K. A estrela se move para a borda esquerda do diagrama G-R e desce. Sua luminosidade diminui à medida que seu tamanho diminui.
A estrela atinge lentamente a zona das anãs brancas. São estrelas de pequeno diâmetro (como a nossa), mas caracterizadas por uma densidade muito alta, um milhão e meio de vezes a densidade da água. Um centímetro cúbico do material que compõe uma anã branca pesaria cerca de uma tonelada na Terra!
Uma anã branca representa o estágio final na evolução de uma estrela, sem erupções. Ela está esfriando aos poucos.
Os cientistas acreditam que o fim da anã branca passa muito lentamente, de qualquer forma, desde o início da existência do Universo, parece que nem uma única anã branca sofreu de “morte térmica”.
Se a estrela for grande e sua massa for maior que a do Sol, ela entrará em erupção como uma supernova. Durante uma explosão, uma estrela pode ser total ou parcialmente destruída. No primeiro caso, deixará uma nuvem de gás com as substâncias residuais da estrela. No segundo, um corpo celeste da mais alta densidade permanece - uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.
Como qualquer corpo na natureza, as estrelas também não podem permanecer inalteradas. Eles nascem, se desenvolvem e finalmente “morrem”. A evolução das estrelas leva bilhões de anos, mas há controvérsias sobre o tempo de sua formação. Anteriormente, os astrônomos acreditavam que o processo de seu "nascimento" da poeira estelar requeria milhões de anos, mas não muito tempo atrás, foram obtidas fotografias de uma região do céu da Grande Nebulosa de Órion. Em poucos anos houve uma pequena
Nas fotografias de 1947, um pequeno grupo de objetos semelhantes a estrelas foi registrado neste local. Em 1954, alguns deles já haviam se tornado oblongos e, após outros cinco anos, esses objetos se dividiram em objetos separados. Então, pela primeira vez, o processo de nascimento de estrelas ocorreu literalmente na frente dos astrônomos.
Vamos dar uma olhada mais de perto em como a estrutura e a evolução das estrelas acontecem, como elas começam e terminam sua vida interminável, pelos padrões humanos.
Tradicionalmente, os cientistas assumem que as estrelas são formadas como resultado da condensação de nuvens de um ambiente de gás-poeira. Sob a ação das forças gravitacionais, uma bola de gás opaca é formada a partir das nuvens formadas, de estrutura densa. Sua pressão interna não consegue equilibrar as forças que a comprimem. forças gravitacionais. Gradualmente, a bola encolhe tanto que a temperatura do interior estelar aumenta, e a pressão do gás quente dentro da bola equilibra as forças externas. Depois disso, a compressão pára. A duração desse processo depende da massa da estrela e geralmente varia de duas a várias centenas de milhões de anos.
A estrutura das estrelas sugere uma Temperatura alta em suas profundezas, o que contribui para processos termonucleares contínuos (o hidrogênio que os forma se transforma em hélio). São esses processos que são a causa da intensa radiação das estrelas. O tempo durante o qual eles consomem o suprimento disponível de hidrogênio é determinado por sua massa. A duração da radiação também depende disso.
Quando as reservas de hidrogênio se esgotam, a evolução das estrelas se aproxima do estágio de formação, o que acontece da seguinte forma. Após a cessação da liberação de energia, as forças gravitacionais começam a comprimir o núcleo. Neste caso, a estrela aumenta significativamente de tamanho. A luminosidade também aumenta à medida que o processo continua, mas apenas em uma camada fina no limite do núcleo.
Este processo é acompanhado por um aumento na temperatura do núcleo de hélio em contração e a transformação de núcleos de hélio em núcleos de carbono.
Nosso Sol está previsto para se tornar uma gigante vermelha em oito bilhões de anos. Ao mesmo tempo, seu raio aumentará várias dezenas de vezes e a luminosidade aumentará centenas de vezes em comparação com os indicadores atuais.
A vida útil de uma estrela, como já observado, depende de sua massa. Objetos com massa menor que a do Sol "gastam" suas reservas de forma muito econômica, para que possam brilhar por dezenas de bilhões de anos.
A evolução das estrelas termina com a formação, o que acontece com aquelas cuja massa é próxima da massa do Sol, ou seja, não exceda 1,2.
Estrelas gigantes tendem a esgotar rapidamente seu suprimento de combustível nuclear. Isso é acompanhado por uma perda significativa de massa, em particular, devido ao desprendimento das cascas externas. Como resultado, resta apenas uma parte central de resfriamento gradual, na qual as reações nucleares cessaram completamente. Com o tempo, essas estrelas param sua radiação e se tornam invisíveis.
Mas às vezes a evolução normal e a estrutura das estrelas são perturbadas. Na maioria das vezes, isso diz respeito a objetos maciços que esgotaram todos os tipos de combustível termonuclear. Então eles podem ser convertidos em nêutrons, ou E quanto mais os cientistas aprendem sobre esses objetos, mais novas questões surgem.
O estudo da evolução estelar é impossível observando apenas uma estrela - muitas mudanças nas estrelas ocorrem muito lentamente para serem notadas mesmo depois de muitos séculos. Portanto, os cientistas estudam muitas estrelas, cada uma das quais está em um determinado estágio ciclo da vida. Ao longo das últimas décadas, a modelagem da estrutura das estrelas usando tecnologia de computador tornou-se difundida na astrofísica.
1 / 5
✪ Estrelas e evolução estelar (diz o astrofísico Sergey Popov)
✪ Estrelas e evolução estelar (narrado por Sergey Popov e Ilgonis Vilks)
✪ Evolução da estrela. A evolução do gigante azul em 3 minutos
✪ Surdin V.G. Evolução Estelar Parte 1
✪ S. A. Lamzin - "Evolução Estelar"
O processo de formação de estrelas pode ser descrito uniformemente, mas os estágios subsequentes da evolução de uma estrela dependem quase inteiramente de sua massa, e somente no final da evolução de uma estrela sua composição química pode desempenhar seu papel.
Estrelas jovens de baixa massa (até três massas solares) [ ] , que estão a caminho da sequência principal , são completamente convectivas, - o processo de convecção cobre todo o corpo da estrela. Estas ainda são, de fato, protoestrelas, nos centros das quais as reações nucleares estão apenas começando, e toda a radiação ocorre principalmente devido à compressão gravitacional. Até que o equilíbrio hidrostático seja estabelecido, a luminosidade da estrela diminui a uma temperatura efetiva constante. No diagrama de Hertzsprung-Russell, essas estrelas formam uma trilha quase vertical, chamada de trilha Hayashi. À medida que a contração diminui, a jovem estrela se aproxima da sequência principal. Objetos desse tipo estão associados a estrelas do tipo T Touro.
Neste momento, em estrelas com massa superior a 0,8 massas solares, o núcleo torna-se transparente à radiação, e a transferência de energia radiativa no núcleo torna-se predominante, uma vez que a convecção é cada vez mais dificultada pela crescente compactação da matéria estelar. Nas camadas externas do corpo estelar, prevalece a transferência de energia convectiva.
Não se sabe ao certo quais características as estrelas de menor massa têm no momento em que atingem a sequência principal, pois o tempo que essas estrelas passam na categoria jovem excede a idade do Universo [ ] . Todas as ideias sobre a evolução dessas estrelas são baseadas apenas em cálculos numéricos e modelagem matemática.
À medida que a estrela se contrai, a pressão do gás de elétrons degenerado começa a aumentar e, quando um certo raio da estrela é atingido, a contração para, o que leva a uma parada no aumento da temperatura no núcleo da estrela causado pela contração. e depois para a sua diminuição. Para estrelas com menos de 0,0767 massas solares, isso não acontece: a energia liberada durante as reações nucleares nunca será suficiente para equilibrar a pressão interna e a contração gravitacional. Tais "understars" irradiam mais energia do que é produzida no processo de reações termonucleares e pertencem às chamadas anãs marrons. Seu destino é a contração constante até que a pressão do gás degenerado a pare, e então o resfriamento gradual com a cessação de todas as reações de fusão que começaram.
Estrelas jovens de massa intermediária (de 2 a 8 massas solares) [ ] evoluem qualitativamente exatamente da mesma forma que suas irmãs e irmãos menores, com a exceção de que não possuem zonas convectivas até a sequência principal.
Objetos desse tipo estão associados aos chamados. As estrelas Ae\Be Herbig são variáveis irregulares da classe espectral B-F0. Eles também têm discos e jatos bipolares. A taxa de saída de matéria da superfície, a luminosidade e a temperatura efetiva são significativamente mais altas do que para T Taurus, então eles efetivamente aquecem e espalham os restos da nuvem protoestelar.
Estrelas com tais massas já possuem as características de estrelas normais, pois passaram por todos os estágios intermediários e conseguiram atingir tal taxa de reações nucleares que compensaram a perda de energia por radiação, enquanto a massa foi acumulada para atingir o equilíbrio hidrostático de o nucleo. Para essas estrelas, o fluxo de massa e luminosidade é tão grande que não apenas impedem o colapso gravitacional das regiões externas da nuvem molecular que ainda não se tornaram parte da estrela, mas, ao contrário, as dispersam. Assim, a massa da estrela formada é visivelmente menor que a massa da nuvem protoestelar. Muito provavelmente, isso explica a ausência de estrelas com massa superior a cerca de 300 massas solares em nossa galáxia.
As estrelas vêm em uma ampla variedade de cores e tamanhos. Eles variam em tipo espectral de azuis quentes a vermelhos frios e em massa de 0,0767 a cerca de 300 massas solares, de acordo com estimativas recentes. A luminosidade e a cor de uma estrela dependem da temperatura de sua superfície, que, por sua vez, é determinada por sua massa. Todas as novas estrelas "tomam seu lugar" na sequência principal de acordo com sua composição química e massa. Isso, é claro, não é sobre o movimento físico da estrela - apenas sobre sua posição no diagrama indicado, que depende dos parâmetros da estrela. De fato, o movimento de uma estrela ao longo do diagrama corresponde apenas a uma mudança nos parâmetros da estrela.
A "queima" termonuclear da matéria retomada em um novo nível causa uma monstruosa expansão da estrela. A estrela "incha", tornando-se muito "solta", e seu tamanho aumenta cerca de 100 vezes. Assim, a estrela se torna uma gigante vermelha e a fase de queima de hélio dura cerca de vários milhões de anos. Quase todas as gigantes vermelhas são estrelas variáveis.
Atualmente, não se sabe ao certo o que acontece com as estrelas leves após o esgotamento do suprimento de hidrogênio em seus interiores. Como a idade do universo é de 13,7 bilhões de anos, o que não é suficiente para esgotar o suprimento de combustível de hidrogênio nessas estrelas, teorias modernas são baseados em simulação de computador dos processos que ocorrem em tais estrelas.
Algumas estrelas podem sintetizar hélio apenas em algumas zonas ativas, o que causa instabilidade e fortes ventos estelares. Nesse caso, a formação de uma nebulosa planetária não ocorre, e a estrela apenas evapora, tornando-se ainda menor que uma anã marrom [ ] .
Uma estrela com massa inferior a 0,5 massa solar não é capaz de converter hélio mesmo após as reações envolvendo hidrogênio cessarem em seu núcleo - a massa de tal estrela é muito pequena para fornecer uma nova fase de compressão gravitacional em um grau suficiente para " ignição" hélio. Essas estrelas incluem anãs vermelhas, como Proxima Centauri, cujo tempo de vida na sequência principal varia de dezenas de bilhões a dezenas de trilhões de anos. Após o término das reações termonucleares em seus núcleos, eles, gradualmente esfriando, continuarão a irradiar fracamente nas faixas de infravermelho e micro-ondas do espectro eletromagnético.
Ao chegar Estrela tamanho médio(de 0,4 a 3,4 massas solares) [ ] da fase gigante vermelha, o hidrogênio termina em seu núcleo e as reações de síntese de carbono a partir do hélio começam. Esse processo ocorre em temperaturas mais altas e, portanto, o fluxo de energia do núcleo aumenta e, como resultado, as camadas externas da estrela começam a se expandir. O início da síntese de carbono marca uma nova etapa na vida de uma estrela e continua por algum tempo. Para uma estrela próxima do tamanho do Sol, esse processo pode levar cerca de um bilhão de anos.
Mudanças na quantidade de energia irradiada fazem com que a estrela passe por períodos de instabilidade, incluindo mudanças no tamanho, temperatura da superfície e liberação de energia. A liberação de energia é deslocada para a radiação de baixa frequência. Tudo isso é acompanhado por uma perda de massa crescente devido a fortes ventos estelares e pulsações intensas. Estrelas nesta fase são chamadas de "estrelas do tipo tardio" (também "estrelas aposentadas"), estrelas OH-IR ou estrelas semelhantes a Mira, dependendo de suas características exatas. O gás ejetado é relativamente rico em elementos pesados produzidos no interior da estrela, como oxigênio e carbono. O gás forma uma concha em expansão e esfria à medida que se afasta da estrela, permitindo a formação de partículas e moléculas de poeira. Com forte radiação infravermelha da estrela fonte, as condições ideais são formadas em tais conchas para a ativação de masers cósmicos.
As reações de fusão de hélio são muito sensíveis à temperatura. Às vezes isso leva a uma grande instabilidade. Surgem pulsações mais fortes, que como resultado dão às camadas externas aceleração suficiente para serem lançadas e se transformarem em uma nebulosa planetária. No centro de tal nebulosa, o núcleo nu da estrela permanece, no qual as reações termonucleares cessam e, à medida que esfria, se transforma em uma anã branca de hélio, como regra, com uma massa de até 0,5-0,6 solar massas e um diâmetro da ordem do diâmetro da Terra.
A grande maioria das estrelas, incluindo o Sol, completa sua evolução contraindo até que a pressão dos elétrons degenerados equilibre a gravidade. Nesse estado, quando o tamanho da estrela diminui por um fator de cem e a densidade se torna um milhão de vezes maior que a da água, a estrela é chamada de anã branca. É privado de fontes de energia e, gradualmente esfriando, torna-se uma anã negra invisível.
Em estrelas mais massivas que o Sol, a pressão dos elétrons degenerados não pode parar a compressão adicional do núcleo, e os elétrons começam a "pressionar" os núcleos atômicos, o que transforma prótons em nêutrons, entre os quais não há força de repulsão eletrostática. Essa neutronização da matéria leva ao fato de que o tamanho da estrela, que agora, na verdade, é um enorme núcleo atômico, é medido em vários quilômetros, e a densidade é 100 milhões de vezes maior que a densidade da água. Tal objeto é chamado de estrela de nêutrons; seu equilíbrio é mantido pela pressão da matéria de nêutrons degenerada.
Depois que uma estrela com massa superior a cinco massas solares entra no estágio de uma supergigante vermelha, seu núcleo começa a encolher sob a influência de forças gravitacionais. À medida que a compressão aumenta, a temperatura e a densidade aumentam e uma nova sequência de reações termonucleares começa. Nessas reações, são sintetizados elementos cada vez mais pesados: hélio, carbono, oxigênio, silício e ferro, o que restringe temporariamente o colapso do núcleo.
Como resultado, à medida que mais e mais elementos pesados da Tabela Periódica são formados, o ferro-56 é sintetizado a partir do silício. Nesta fase, mais exotérmicos fusão termonuclear torna-se impossível, pois o núcleo de ferro-56 tem um defeito de massa máxima e a formação de núcleos mais pesados com liberação de energia é impossível. Portanto, quando o núcleo de ferro de uma estrela atinge um determinado tamanho, a pressão nele não é mais capaz de suportar o peso das camadas sobrejacentes da estrela, e ocorre um colapso imediato do núcleo com a neutronização de sua substância.
O que acontece a seguir ainda não está completamente claro, mas, de qualquer forma, os processos em andamento em questão de segundos levam a uma explosão de supernova de poder incrível.
Fortes jatos de neutrinos e um campo magnético rotativo expulsam a maior parte do material acumulado pela estrela [ ] - os chamados elementos de assento, incluindo elementos de ferro e mais leves. A matéria em expansão é bombardeada por nêutrons emitidos do núcleo estelar, capturando-os e criando assim um conjunto de elementos mais pesados que o ferro, incluindo os radioativos, até o urânio (e possivelmente até a Califórnia). Assim, as explosões de supernovas explicam a presença de elementos mais pesados que o ferro na matéria interestelar, mas esta não é a única maneira possível suas formações, que, por exemplo, demonstram estrelas de tecnécio.
onda de choque e jatos de neutrinos transportam matéria estrela moribunda [ ] no espaço interestelar. Posteriormente, à medida que esfria e viaja pelo espaço, esse material de supernova pode colidir com outros “restos” espaciais e, possivelmente, participar da formação de novas estrelas, planetas ou satélites.
Os processos que ocorrem durante a formação de uma supernova ainda estão sendo estudados, e até agora essa questão não está clara. Também está em questão o momento em que realmente resta da estrela original. No entanto, duas opções estão sendo consideradas: estrelas de nêutrons e buracos negros.
Sabe-se que em algumas supernovas, a forte gravidade no interior da supergigante faz com que os elétrons sejam absorvidos pelo núcleo atômico, onde, fundindo-se com os prótons, formam nêutrons. Esse processo é chamado de neutronização. As forças eletromagnéticas que separam os núcleos próximos desaparecem. O núcleo de uma estrela é agora uma bola densa de núcleos atômicos e nêutrons individuais.
Essas estrelas, conhecidas como estrelas de nêutrons, são extremamente pequenas - não mais do que cidade grande, e têm uma densidade inimaginavelmente alta. Seu período orbital torna-se extremamente curto à medida que o tamanho da estrela diminui (devido à conservação do momento angular). Algumas estrelas de nêutrons fazem 600 revoluções por segundo. Para alguns deles, o ângulo entre o vetor de radiação e o eixo de rotação pode ser tal que a Terra caia no cone formado por essa radiação; neste caso, é possível registrar um pulso de radiação que se repete em intervalos de tempo iguais ao período de rotação da estrela. Essas estrelas de nêutrons foram chamadas de "pulsares" e se tornaram as primeiras estrelas de nêutrons descobertas.
Nem todas as estrelas, tendo passado a fase de uma explosão de supernova, se tornam estrelas de nêutrons. Se a estrela tiver uma massa suficientemente grande, o colapso dessa estrela continuará e os próprios nêutrons começarão a cair para dentro até que seu raio se torne menor que o raio de Schwarzschild. A estrela então se torna um buraco negro.
A existência de buracos negros foi prevista pela teoria geral da relatividade. De acordo com essa teoria,
Ocupa um ponto no canto superior direito: tem uma grande luminosidade e temperatura baixa. A principal radiação ocorre em alcance 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 aumenta, atingindo um valor em que as reações começam com elementos leves: lítio, berílio, boro, que queimam rapidamente, mas conseguem retardar a compressão. A trilha 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 do 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☉ milhares de vezes mais.
No início de sua evolução, uma estrela de baixa massa tem um núcleo radiante e um envelope convectivo (Fig. 82, I).
No estágio da sequência principal, a estrela brilha devido à liberação de energia nas reações nucleares de conversão de hidrogênio em hélio. O fornecimento de hidrogênio garante a luminosidade de uma estrela de massa 1 M☉ Aproximadamente dentro de 10 a 10 anos. Estrelas de maior massa consomem hidrogênio mais rapidamente: por exemplo, uma estrela com massa de 10 M☉ consumirá 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 combustão do hidrogênio, mas ao contrário das estrelas de baixa massa, as reações do ciclo carbono-nitrogênio dominam no núcleo. Neste 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 à 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 das 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 de tais estrelas também é muito mais alta.
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.
Quando o hidrogênio é completamente queimado, um pequeno núcleo de hélio é formado no centro de uma estrela de baixa massa. No núcleo, a densidade da matéria e a temperatura atingem 10 9 kg/m 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 por causa do aumento da velocidade dos fluxos convectivos, as camadas externas da estrela incham. Seu tamanho e luminosidade aumentam - a estrela se transforma em uma gigante vermelha (Fig. 82, II).
Quando o hidrogênio de uma estrela de grande massa está completamente esgotado, uma reação tripla de hélio começa no núcleo e, ao mesmo tempo, a reação de formação de oxigênio (3He => C e C + He => 0). 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 em cada ato elementar, é liberada relativamente pouca energia. A imagem se repete, e duas fontes de camada aparecem na estrela, e a reação C + C => Mg começa no núcleo.
A trilha evolutiva neste caso acaba sendo muito complexa (Fig. 84). No diagrama de Hertzsprung-Russell, a estrela se move ao longo da sequência de gigantes ou (com uma massa muito grande na região supergigante) periodicamente se torna um cefei.
Em uma estrela de baixa massa, no final, a velocidade do fluxo convectivo em algum nível atinge o segundo velocidade espacial, a casca se rompe e a estrela se transforma em uma anã branca, cercada por uma nebulosa planetária.
A trilha evolutiva de uma estrela de baixa massa no diagrama Hertzsprung-Russell é mostrada na Figura 83.
No final da evolução, uma estrela de grande massa tem uma estrutura muito complexa. Cada camada tem sua própria composição química, reações nucleares ocorrem em várias fontes de camadas e um núcleo de ferro é formado no centro (Fig. 85).
As reações nucleares com o ferro não ocorrem, pois requerem o gasto (e não a 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 pressão de 10 9 kg / m 3. materiais do site
Neste momento, dois processos mais importantes começam, acontecendo no núcleo simultaneamente e muito rapidamente (aparentemente, em minutos). A primeira é que durante a colisão dos núcleos, os átomos de ferro decaem em 14 átomos de hélio, a segunda é que os elétrons são “pressionados” 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, carbono começam a queimar. Isso é acompanhado por um poderoso fluxo de nêutrons que vem do núcleo central. Como resultado, o mais poderoso explosão nuclear, jogando fora as camadas externas da estrela, já contendo todos os elementos pesados, até a Califórnia. De acordo com as visões modernas, todos os átomos de elementos químicos pesados (ou seja, mais pesados que o hélio) foram formados no Universo precisamente em erupções
Agência Federal de Educação
GOU VPO
Academia Estadual de Economia e Serviços de Ufa
departamento "Física"
TESTE
na disciplina "Conceitos da ciência natural moderna"
sobre o tema "Estrelas e sua evolução"
Completado por: Lavrinenko R.S.
grupo SZ-12
Verificado por: Altaiskaya A.V.
Ufa-2010
Introdução……………………………………………………………………………3
Fases da evolução das estrelas ………………………………………………………………………………………………………………… ………………………………………………………………………………………………………………………………… …………
Características e composição química das estrelas………………………................................. 11
Previsão da evolução do Sol……………………………………………. ........20
Fontes de energia térmica das estrelas …………………………………………………………………………………………………………………… ………………………………………………………………………………………………………………………………… ………………………….
Conclusão…………………………………………………………..............
Literatura…………………………………………………………………………
Introdução
Em uma noite clara e sem lua, cerca de 3.000 estrelas podem ser vistas acima do horizonte a olho nu. E toda vez, olhando para o céu estrelado, nos perguntamos - quais são as estrelas? Um olhar superficial encontrará semelhanças entre estrelas e planetas. Afinal, os planetas, quando observados com um simples olho, são visíveis como pontos luminosos de brilhos variados. No entanto, já vários milénios antes de nós, observadores atentos do céu - pastores e lavradores, marinheiros e participantes em travessias de caravanas - chegaram à conclusão de que estrelas e planetas são fenómenos de natureza diferente. Os planetas, assim como a Lua e o Sol, mudam de posição no céu, passam de uma constelação para outra e conseguem percorrer uma distância significativa em um ano, e as estrelas ficam fixas uma em relação à outra. Mesmo as pessoas mais velhas veem os contornos das constelações exatamente da mesma forma que as viam na infância.
As estrelas não podem pertencer ao sistema solar. Se estivessem à mesma distância dos planetas, seria impossível encontrar uma explicação para sua aparente imobilidade. É natural supor que as estrelas também se movem no espaço, mas estão longe de nós, que seu movimento aparente é desprezível. A ilusão da fixidez das estrelas é criada. Mas se as estrelas estão tão distantes, então com um brilho aparente comparável ao brilho aparente dos planetas, eles deveriam estudar muito mais poderosamente do que os planetas. Tal linha de raciocínio levou à ideia de que as estrelas são corpos de natureza semelhante ao Sol. Essa ideia foi defendida por Giordano Bruno. Mas finalmente o problema foi resolvido após duas descobertas. A primeira foi feita por Halley em 1718. Ele mostrou a convencionalidade do nome tradicional "estrelas fixas". Para esclarecer a constante de precessão, ele comparou catálogos de estrelas contemporâneos com antigos, e principalmente com o catálogo de Hiparco (cerca de 129 aC) - o primeiro catálogo de estrelas mencionado em documentos históricos e com o catálogo do Almagesto 1 de Ptolomeu (138 dC). ). Contra o pano de fundo de uma imagem homogênea, o deslocamento regular de todas as estrelas, Halley descobriu um fato surpreendente: "Três estrelas: ... ou o Olho de Touro Aldebaran, Sirius e Arcturus contradiziam diretamente essa regra". Assim, o movimento próprio das estrelas foi descoberto. Recebeu seu reconhecimento final na década de 70 do século XVIII, após a medição dos movimentos próprios de dezenas de estrelas pelo astrônomo alemão Tobias Mayer e pelo astrônomo inglês Nevil Maskelyne. A segunda descoberta foi feita em 1824 por Josef Fraunhofer, que fez as primeiras observações dos espectros das estrelas. Posteriormente, estudos detalhados dos espectros das estrelas levaram à conclusão de que estrelas, como o Sol, consistem em gás com alta temperatura, e também que os espectros de todas as estrelas podem ser divididos em várias classes e o espectro do Sol pertence a uma dessas aulas. Segue-se daí que a luz das estrelas é da mesma natureza que a luz do Sol.
O sol é uma das estrelas. Esta é uma estrela muito próxima de nós, com a qual a Terra está fisicamente conectada, em torno da qual se move. Mas há muitas estrelas, têm brilho diferente, cores diferentes, irradiam uma quantidade enorme de energia para o espaço e, portanto, perdendo essa energia, não podem deixar de mudar: devem passar por algum tipo de caminho evolutivo.
Estágios da evolução estelar
As estrelas são sistemas de plasma grandiosos nos quais as características físicas, a estrutura interna e a composição química mudam com o tempo. O tempo de evolução estelar é muito longo e não é possível traçar diretamente a evolução de uma ou outra estrela em particular. Isso é compensado pelo fato de que cada uma das muitas estrelas no céu passa por algum estágio de evolução. Resumindo as observações, é possível restaurar a direção geral da evolução estelar (de acordo com o diagrama de Hertzsprung-Russell (Figura 1), ela é apresentada pela sequência principal e o desvio dela para cima e para baixo).
Figura 1. Diagrama de Hertzsprung-Russell
No diagrama de Hertzsprung-Russell, as estrelas estão distribuídas de forma desigual. Cerca de 90% das estrelas estão concentradas em uma faixa estreita que cruza o diagrama diagonalmente. Essa banda é chamada de sequência principal. Sua extremidade superior está localizada na região de estrelas azuis brilhantes. A diferença na população de estrelas localizadas na sequência principal e regiões adjacentes à sequência principal é de várias ordens de magnitude. A razão é que na sequência principal há estrelas no estágio de queima de hidrogênio, que compõe a maior parte da vida de uma estrela. O sol está na sequência principal. As próximas regiões mais populosas após a sequência principal são anãs brancas, gigantes vermelhas e supergigantes vermelhas. Gigantes e supergigantes vermelhas são principalmente estrelas no estágio de queima de hélio e núcleos mais pesados.
A teoria moderna da estrutura e evolução das estrelas explica o curso geral do desenvolvimento das estrelas em boa concordância com os dados observacionais.
As principais fases da evolução de uma estrela são o seu nascimento (formação estelar); um longo período de existência (geralmente estável) de uma estrela como um sistema integral em equilíbrio hidrodinâmico e térmico; e, finalmente, o período de sua "morte", ou seja, um desequilíbrio irreversível que leva à destruição de uma estrela ou à sua compressão catastrófica.
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, uma protoestrela se forma primeiro, a temperatura em seu centro cresce constantemente 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 e entrar em uma reação térmica. fusão nuclear.
Como resultado de uma reação de fusão em vários estágios de quatro prótons, um núcleo de hélio (2 prótons + 2 nêutrons) é eventualmente formado e uma fonte inteira de vários partículas elementares. No estado final, a massa total das partículas formadas é menor que a massa dos quatro prótons iniciais, o que significa que a energia livre é liberada durante a reação. 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. 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 que queimam ativamente hidrogênio estão na "fase principal" de seu ciclo de vida ou evolução. A transformação de um elemento químico em outro dentro de uma estrela é chamada de 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. Para estrelas com massas que excedem a massa solar em 15 vezes, o tempo de existência estável acaba sendo de apenas 10 milhões de anos. Este é um tempo extremamente insignificante para os padrões cósmicos, porque o tempo alocado para o nosso Sol é 3 ordens de magnitude maior - cerca de 10 bilhões de anos.
Mais cedo ou mais tarde, qualquer estrela usará todo o hidrogênio que é adequado para queimar em sua fornalha termonuclear. 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 nas entranhas da estrela se esgotam, as forças de contração gravitacional, que esperaram pacientemente por essa hora desde o momento do nascimento da estrela, começam a prevalecer - e sob sua influência a estrela começa 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 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 momentos-chave no 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 emitida através de uma área de superfície muito maior, a camada externa da estrela esfria até o vermelho. parte do espectro. A estrela se transforma em uma gigante vermelha.
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. Seu papel é desempenhado pela pressão do gás de elétrons degenerado. 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 uma anã branca degenerada, que irradiará calor residual para o espaço até esfriar 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 questão de segundos), livre, ao longo da evolução anterior da estrela, os elétrons literalmente se dissolvem nos prótons dos núcleos de ferro. Toda a matéria do núcleo da estrela se transforma em um feixe contínuo de nêutrons e começa a encolher rapidamente em colapso gravitacional, já 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 de uma supernova. 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 expansão da casca, em estrelas com uma massa de cerca de 10-30 massas solares, o colapso gravitacional em curso leva à formação de uma estrela de nêutrons, cuja substância é comprimida até que a pressão dos nêutrons degenerados comece a diminuir. fazer-se sentir. Em outras palavras, agora os nêutrons (assim como os elétrons faziam antes) começam a resistir à compressão adicional, exigindo espaço vital para si mesmos. Isso geralmente ocorre quando a estrela atinge um tamanho de cerca de 15 km de diâmetro. Como resultado, forma-se uma estrela de nêutrons que gira rapidamente, emitindo pulsos eletromagnéticos com a frequência de sua rotação; essas estrelas são chamadas de pulsares. Finalmente, se a massa do núcleo da estrela exceder 30 massas solares, nada pode impedir seu colapso gravitacional e, como resultado de uma explosão de supernova, um buraco negro é formado.
Dos glóbulos surgem estrelas, lembre-se que todos estrelas irradiar e eles radiação tem ... então o período de revolução de ambos estrelas relativamente eles centro de gravidade comum é igual aos últimos estágios de sua evolução perder a estabilidade. Tal estrelas pode explodir...
Diagrama de luminosidade estrelas a partir de eles classes espectrais (diagrama... , nas proximidades do Sol, mais estrelas concentrada ao longo de uma faixa relativamente estreita... a diferentes distâncias. As estrelas evoluem e eles evolução irreversível, pois tudo em ...
Introdução ......................................... . ......................................... .. .......3 Capítulo I. Evolução jornais na Rússia em ... que, privando três estrelas Herói do Trabalho Socialista... até o fim eles evolução quem não...
