Fiecare dintre noi măcar o dată în viață s-a uitat în cerul înstelat. Cineva s-a uitat la această frumusețe, experimentând sentimente romantice, altul a încercat să înțeleagă de unde vine toată această frumusețe. Viața în spațiu, spre deosebire de viața de pe planeta noastră, curge cu o viteză diferită. Timpul din spațiul cosmic trăiește în propriile sale categorii, distanțele și dimensiunile din Univers sunt colosale. Rareori ne gândim la faptul că evoluția galaxiilor și a stelelor are loc în mod constant în fața ochilor noștri. Fiecare obiect din spațiul nesfârșit este o consecință a anumitor procese fizice. Galaxiile, stelele și chiar planetele au faze majore de dezvoltare.

Planeta noastră și toți suntem dependenți de steaua noastră. Cât timp ne va încânta soarele cu căldura sa, inspirând viața în sistemul solar? Ce ne așteaptă în viitor peste milioane și miliarde de ani? În acest sens, este curios să știm mai multe despre care sunt etapele evoluției obiectelor astronomice, de unde provin stelele și cum se termină viața acestor minunate luminatoare pe cerul nopții.

Originea, nașterea și evoluția stelelor

Evoluția stelelor și planetelor care locuiesc în galaxia noastră Calea Lactee și în întregul Univers este, în cea mai mare parte, bine studiată. În spațiu, legile fizicii sunt de neclintit, ceea ce ajută la înțelegerea originii obiectelor spațiale. În acest caz, este acceptat să se bazeze pe teoria Big Bang, care este acum doctrina dominantă despre procesul originii Universului. Evenimentul care a zguduit universul și a condus la formarea universului, după standardele cosmice, este fulgerător. Pentru spațiu, momentele trec de la nașterea unei stele până la moartea sa. Distanțele mari creează iluzia constanței universului. O stea care a izbucnit în depărtare strălucește pentru noi de miliarde de ani, în timp ce este posibil să nu mai existe.

Teoria evoluției galaxiilor și a stelelor este o dezvoltare a teoriei Big Bang. Doctrina nașterii stelelor și originea sistemelor stelare diferă în ceea ce privește ceea ce se întâmplă și în intervalul de timp, care, spre deosebire de Univers ca întreg, poate fi observat prin mijloacele moderne de știință.

Studierea ciclului de viață al stelelor este posibil folosind exemplul celei mai apropiate stele de la noi. Soarele este una dintre cele o sută de trilioane de stele din câmpul nostru vizual. În plus, distanța de la Pământ la Soare (150 de milioane de km) oferă o oportunitate unică de a studia obiectul fără a părăsi sistemul solar. Informațiile obținute ne vor permite să înțelegem în detaliu cum sunt aranjate alte stele, cât de repede se epuizează aceste surse gigantice de căldură, care sunt etapele dezvoltării unei stele și care va fi finalul acestei vieți strălucitoare - liniștită și slabă sau sclipitoare, explozivă.

După Big Bang, particule minuscule au format nori interstelari, care au devenit „maternitatea” pentru trilioane de stele. Este caracteristic faptul că toate stelele s-au născut în același timp ca urmare a contracției și expansiunii. Comprimarea gazului cosmic în nori a apărut sub influența propriei sale gravitații și a unor procese similare în noile stele din vecinătate. Expansiunea a apărut din presiunea internă a gazului interstelar și din câmpurile magnetice din interiorul norului de gaz. Norul s-a rotit liber în jurul centrului său de masă.

Norii de gaz formați după explozie sunt compuși în proporție de 98% din hidrogen atomic și molecular și heliu. Doar 2% din acest masiv sunt praf și particule microscopice solide. Anterior se credea că în centrul oricărei stele se află miezul fierului, încălzit la o temperatură de un milion de grade. Acest aspect a explicat masa gigantică a stelei.

În opoziția forțelor fizice, forțele de compresie au predominat, deoarece lumina rezultată din eliberarea de energie nu pătrunde în norul de gaz. Lumina, împreună cu o parte a energiei eliberate, se răspândește spre exterior, creând o temperatură sub zero și o zonă de presiune scăzută în interiorul unei acumulări dense de gaz. În timp ce în această stare, gazul cosmic este rapid comprimat, influența forțelor de atracție gravitațională duce la faptul că particulele încep să formeze materie stelară. Când o acumulare de gaz este densă, o compresie intensă determină formarea unui grup stelar. Când dimensiunea norului de gaz este mică, comprimarea are ca rezultat formarea unei singure stele.

O scurtă descriere a ceea ce se întâmplă este că viitoarea stea trece prin două etape - o compresie rapidă și lentă până la starea unui protostel. Într-un limbaj simplu și ușor de înțeles, compresia rapidă este căderea materiei stelare către centrul unui protostel. Compresia lentă are loc deja pe fundalul centrului format al protostelului. În următoarele sute de mii de ani, noua formațiune se micșorează, iar densitatea sa crește de milioane de ori. Treptat, protostelul devine opac datorită densității mari a materiei stelare, iar compresia în curs de desfășurare declanșează mecanismul reacțiilor interne. O creștere a presiunii interne și a temperaturilor duce la formarea unei viitoare stele cu propriul centru de greutate.

În această stare, protostarul rămâne milioane de ani, emanând încet căldură și micșorându-se treptat, scăzând în dimensiune. Ca urmare, contururile unei noi stele sunt conturate, iar densitatea materiei sale devine comparabilă cu densitatea apei.

Densitatea medie a stelei noastre este de 1,4 kg / cm3 - aproape aceeași cu densitatea apei din Marea Moartă sărată. În centru, Soarele are o densitate de 100 kg / cm3. Materia stelară nu se află în stare lichidă, ci sub formă de plasmă.

Sub influența unei presiuni și a unei temperaturi enorme de aproximativ 100 de milioane de K, încep reacțiile termonucleare ale ciclului hidrogenului. Compresia se oprește, masa obiectului crește atunci când energia gravitațională este transformată într-o combustie termonucleară de hidrogen. Din acest moment, noua stea, care emite energie, începe să piardă masă.

Versiunea de mai sus a formării unei stele este doar o diagramă primitivă care descrie stadiul inițial al evoluției și nașterii unei stele. Astăzi, astfel de procese în galaxia noastră și în tot Universul sunt practic invizibile din cauza epuizării intense a materialului stelar. În întreaga istorie conștientă a observațiilor galaxiei noastre, au fost observate doar câteva stele noi. Pe scara Universului, această cifră poate fi mărită de sute și mii de ori.

În cea mai mare parte a vieții lor, protostelele sunt ascunse ochiului uman de o cochilie prăfuită. Radiațiile din miez pot fi observate numai în domeniul infraroșu, care este singura modalitate de a vedea nașterea unei stele. De exemplu, în nebuloasa Orion din 1967, astrofizicienii au descoperit o nouă stea din gama infraroșu, a cărei temperatură de radiație era de 700 de grade Kelvin. Ulterior, sa dovedit că locul de naștere al protostelelor sunt surse compacte care sunt prezente nu numai în galaxia noastră, ci și în alte colțuri ale Universului, departe de noi. În plus față de radiațiile infraroșii, locurile de naștere ale noilor stele sunt marcate de semnale radio intense.

Procesul de studiu și diagrama evoluției stelelor

Întregul proces de cunoaștere a stelelor poate fi aproximativ împărțit în mai multe etape. La început, ar trebui să determinați distanța până la stea. Informațiile despre cât de departe este steaua de noi, cât de mult se îndepărtează lumina de ea, oferă o idee despre ce s-a întâmplat cu steaua în tot acest timp. După ce o persoană a învățat să măsoare distanța față de stelele îndepărtate, a devenit clar că stelele sunt aceleași sori, doar de dimensiuni diferite și cu destine diferite. Cunoscând distanța față de stea, prin nivelul de lumină și cantitatea de energie emisă, se poate urmări procesul de fuziune termonucleară a stelei.

După determinarea distanței până la stea, puteți utiliza analiza spectrală pentru a calcula compoziția chimică a stelei și pentru a afla structura și vârsta acesteia. Datorită apariției spectrografului, oamenii de știință au putut studia natura luminii stelelor. Acest dispozitiv poate determina și măsura compoziția gazelor materiei stelare, pe care o stea o posedă în diferite etape ale existenței sale.

Studiind analiza spectrală a energiei Soarelui și a altor stele, oamenii de știință au ajuns la concluzia că evoluția stelelor și a planetelor are rădăcini comune. Toate corpurile cosmice au același tip, compoziție chimică similară și provin din aceeași materie, care a apărut ca urmare a Big Bang-ului.

Materia stelară constă din aceleași elemente chimice (până la fier) \u200b\u200bca și planeta noastră. Diferența este doar în cantitatea anumitor elemente și în procesele care au loc pe Soare și în interiorul firmamentului pământesc. Iată ce distinge stelele de alte obiecte din univers. Originea stelelor ar trebui privită și în contextul unei alte discipline fizice, mecanica cuantică. Conform acestei teorii, materia care determină materia stelară constă în divizarea constantă a atomilor și particulelor elementare care își creează propriul microcosmos. În această lumină, structura, compoziția, structura și evoluția stelelor sunt de interes. După cum sa dovedit, cea mai mare parte a stelei noastre și a multor alte stele este doar două elemente - hidrogen și heliu. Un model teoretic care descrie structura unei stele va face posibilă înțelegerea structurii lor și a diferenței principale față de alte obiecte spațiale.

Principala caracteristică este că multe obiecte din Univers au o anumită dimensiune și formă, în timp ce o stea poate schimba dimensiunea pe măsură ce se dezvoltă. Gazul fierbinte este o combinație de atomi care sunt legați slab între ei. La milioane de ani după formarea unei stele, începe răcirea stratului de suprafață al materiei stelare. Steaua emite cea mai mare parte a energiei sale în spațiul cosmic, diminuând sau crescând în dimensiune. Transferul de căldură și energie are loc din interiorul stelei la suprafață, afectând intensitatea radiației. Cu alte cuvinte, una și aceeași stea arată diferit în diferite perioade ale existenței sale. Procesele termonucleare bazate pe reacții ale ciclului hidrogenului promovează conversia atomilor de hidrogen ușori în elemente mai grele - heliu și carbon. Potrivit astrofizicienilor și oamenilor de știință din domeniul nuclear, o astfel de reacție termonucleară este cea mai eficientă în ceea ce privește cantitatea de căldură generată.

De ce fuziunea nucleară termonucleară nu se termină cu explozia unui astfel de reactor? Lucrul este că forțele câmpului gravitațional din acesta pot menține materia stelară în volumul stabilizat. Din aceasta, se poate trage o concluzie fără echivoc: orice stea este un corp masiv care își păstrează dimensiunea datorită echilibrului dintre forțele gravitației și energia reacțiilor termonucleare. Rezultatul acestui design natural ideal este o sursă de căldură care poate funcționa mult timp. Se presupune că primele forme de viață pe Pământ au apărut acum 3 miliarde de ani. Soarele din acele vremuri îndepărtate ne-a încălzit planeta ca acum. În consecință, steaua noastră s-a schimbat puțin, în ciuda faptului că amploarea căldurii radiate și a energiei solare este colosală - mai mult de 3-4 milioane de tone în fiecare secundă.

Nu este dificil să calculăm cât de mult a scăzut în greutate în anii existenței sale. Aceasta va fi o cifră uriașă, totuși, datorită masei sale enorme și densității mari, astfel de pierderi la scara Universului par neglijabile.

Etape de evoluție stelară

Soarta stelei depinde de masa inițială a stelei și de compoziția sa chimică. În timp ce principalele rezerve de hidrogen sunt concentrate în miez, steaua rămâne în așa-numita secvență principală. De îndată ce există o tendință spre creșterea dimensiunii unei stele, înseamnă că principala sursă de fuziune termonucleară s-a uscat. A început lunga cale finală de transformare a corpului ceresc.

Luminile formate în Univers sunt inițial împărțite în trei tipuri comune:

• stele normale (pitici galbeni);
• stele pitice;
• stele uriașe.

Stelele cu masă redusă (pitici) ard încet rezervele de hidrogen și își trăiesc viața destul de calm.

Majoritatea acestor stele din Univers și steaua noastră - un pitic galben - le aparține. Odată cu apariția bătrâneții, pitica galbenă devine un gigant roșu sau supergigant.

Pe baza teoriei originii stelelor, procesul de formare a stelelor în Univers nu s-a încheiat. Cele mai strălucitoare stele din galaxia noastră sunt nu numai cele mai mari în comparație cu Soarele, ci și cele mai tinere. Astrofizicienii și astronomii numesc aceste stele supergigante albastre. În cele din urmă, se vor confrunta cu aceeași soartă pe care o trăiesc trilioane de alte stele. În primul rând, o naștere rapidă, o viață strălucitoare și înflăcărată, după care se instalează o perioadă de decădere lentă. Stelele mari ca soarele au cicluri lungi de viață în secvența principală (în mijloc).

Folosind date despre masa unei stele, se poate asuma calea sa evolutivă de dezvoltare. O ilustrare clară a acestei teorii este evoluția stelei noastre. Nimic nu este veșnic. Ca urmare a fuziunii termonucleare, hidrogenul este transformat în heliu, prin urmare, rezervele sale inițiale sunt consumate și reduse. Cândva, nu foarte curând, aceste stocuri se vor epuiza. Judecând după faptul că Soarele nostru continuă să strălucească mai mult de 5 miliarde de ani, fără a se modifica dimensiunea sa, vârsta matură a unei stele poate dura încă aproximativ aceeași perioadă.

Epuizarea rezervelor de hidrogen va duce la faptul că, sub influența gravitației, miezul soarelui va începe să se contracte rapid. Densitatea miezului va deveni foarte mare, drept urmare procesele termonucleare se vor deplasa către straturile adiacente miezului. Această afecțiune se numește colaps, care poate fi cauzată de trecerea reacțiilor termonucleare în straturile superioare ale stelei. Ca urmare a presiunii ridicate, reacțiile termonucleare sunt declanșate cu participarea heliului.

Rezervele de hidrogen și heliu din această parte a stelei vor dura încă milioane de ani. Nu va fi foarte curând că epuizarea rezervelor de hidrogen va duce la o creștere a intensității radiațiilor, la o creștere a dimensiunii învelișului și a dimensiunii stelei în sine. În consecință, Soarele nostru va deveni foarte mare. Dacă ne imaginăm această imagine după zeci de miliarde de ani, atunci în locul unui disc luminos orbitor, un cer roșu fierbinte de dimensiuni gigantice va atârna pe cer. Giganții roșii sunt o fază naturală a evoluției unei stele, starea sa de tranziție în categoria stelelor variabile.

Ca urmare a unei astfel de transformări, distanța de la Pământ la Soare va scădea, astfel încât Pământul va cădea în zona de influență a coroanei solare și va începe să se „prăjească” în ea. Temperatura de pe suprafața planetei va crește de zece ori, ceea ce va duce la dispariția atmosferei și la evaporarea apei. Ca urmare, planeta se va transforma într-un deșert stâncos fără viață.

Etapele finale ale evoluției stelelor

Ajunsă la faza roșie gigant, o stea normală devine o pitică albă sub influența proceselor gravitaționale. Dacă masa unei stele este aproximativ egală cu masa Soarelui nostru, toate procesele principale din ea vor continua calm, fără impulsuri și reacții explozive. Piticul alb va muri mult timp, arzând în cenușă.

În cazurile în care steaua avea inițial de 1,4 ori masa Soarelui, pitica albă nu va fi etapa finală. Cu o masă mare în interiorul stelei, procesele de compactare a materiei stelare încep la nivel molecular, atomic. Protonii se transformă în neutroni, densitatea stelei crește, iar dimensiunea sa scade rapid.

Stelele de neutroni cunoscute de știință au un diametru de 10-15 km. La o dimensiune atât de mică, o stea de neutroni are o masă colosală. Un centimetru cub de materie stelară poate cântări miliarde de tone.

În cazul în care inițial aveam de-a face cu o stea de masă mare, etapa finală a evoluției capătă alte forme. Soarta unei stele masive este o gaură neagră - un obiect cu o natură neexplorată și un comportament imprevizibil. Masa uriașă a stelei mărește forțele gravitaționale care antrenează forțele de compresie. Nu este posibilă suspendarea acestui proces. Densitatea materiei crește până se transformă în infinit, formând un spațiu singular (teoria relativității a lui Einstein). Raza unei astfel de stele va deveni în cele din urmă zero, devenind o gaură neagră în spațiul cosmic. Ar exista mult mai multe găuri negre dacă stelele masive și supermasive ar ocupa cea mai mare parte a spațiului din spațiu.

Trebuie remarcat faptul că în timpul transformării unui gigant roșu într-o stea de neutroni sau o gaură neagră, Universul poate experimenta un fenomen unic - nașterea unui nou obiect spațial.

Nașterea supernova este cea mai spectaculoasă etapă finală a evoluției stelare. Aici operează legea naturală a naturii: încetarea existenței unui singur corp dă naștere unei vieți noi. Perioada unui astfel de ciclu ca o naștere a supernova se referă în principal la stele masive. Rezervele consumate de hidrogen duc la faptul că heliul și carbonul sunt incluse în procesul de fuziune termonucleară. Ca urmare a acestei reacții, presiunea crește din nou și se formează un miez de fier în centrul stelei. Sub influența celor mai puternice forțe gravitaționale, centrul de masă se deplasează spre partea centrală a stelei. Nucleul devine atât de greu încât nu poate rezista propriei sale gravitații. În consecință, începe o expansiune rapidă a nucleului, ducând la o explozie instantanee. Nașterea unei supernove este o explozie, o undă de șoc de forță monstruoasă, un fulger strălucitor în vastele întinderi ale Universului.

Trebuie remarcat faptul că Soarele nostru nu este o stea masivă, prin urmare, o astfel de soartă nu o amenință și planeta noastră nu ar trebui să se teamă de un astfel de final. În majoritatea cazurilor, exploziile de supernove au loc în galaxiile îndepărtate, ceea ce explică detectarea lor destul de rară.

In cele din urma

Evoluția stelelor este un proces care se întinde pe zeci de miliarde de ani. Ideea noastră despre procesele în curs este doar un model matematic și fizic, teorie. Timpul terestru este doar un moment din uriașul ciclu de timp pe care trăiește Universul nostru. Putem observa doar ceea ce s-a întâmplat acum miliarde de ani și putem ghici cu ce s-ar putea confrunta următoarele generații de pământeni.

Dacă aveți întrebări - lăsați-le în comentariile de sub articol. Noi sau vizitatorii noștri vom fi bucuroși să le răspundem

Fuziune termonucleară în intestinele stelelor

În acest moment, pentru stelele cu o masă mai mare de 0,8 ori masa Soarelui, nucleul devine transparent la radiații și transferul de energie radiantă în nucleu va prevala, în timp ce învelișul superior rămâne convectiv. Nimeni nu știe cu siguranță ce stele cu masă mai mică ajung în secvența principală, deoarece timpul petrecut de aceste stele în categoria celor tinere depășește vârsta Universului. Toate ideile noastre despre evoluția acestor stele se bazează pe calcule numerice.

Pe măsură ce steaua se micșorează, presiunea gazului de electroni degenerat începe să crească și, la o anumită rază a stelei, această presiune oprește creșterea temperaturii centrale și apoi începe să o scadă. Și pentru stelele mai mici de 0,08, acest lucru se dovedește a fi fatal: energia eliberată în timpul reacțiilor nucleare nu va fi niciodată suficientă pentru a acoperi costul radiației. Astfel de sub-stele sunt numite pitici maronii, iar soarta lor este compresia constantă până când presiunea gazului degenerat îl oprește, apoi răcirea treptată cu încetarea tuturor reacțiilor nucleare.

Stele tinere cu masă intermediară

Stelele tinere cu masă intermediară (de la 2 la 8 mase solare) evoluează calitativ în același mod ca surorile lor mai mici, cu excepția faptului că nu au zone convective până la secvența principală.

Obiectele de acest tip sunt asociate cu așa-numitele. Stelele Herbit Ae \\ Fi ca variabile neregulate de tip spectral B-F5. Au și discuri cu jet bipolar. Debitul, luminozitatea și temperatura efectivă sunt substanțial mai mari decât cele pentru τ Taur, deci încălzesc și dispersează în mod eficient rămășițele norului protostelar.

Stele tinere cu mase mai mari de 8 mase solare

De fapt, acestea sunt deja stele normale. În timp ce masa miezului hidrostatic se acumula, steaua a reușit să sară peste toate etapele intermediare și să încălzească reacțiile nucleare într-o asemenea măsură încât să compenseze pierderile de radiații. Aceste stele au un flux de masă și luminozitatea este atât de mare încât nu numai că oprește prăbușirea regiunilor externe rămase, ci le împinge înapoi. Astfel, masa stelei formate este vizibil mai mică decât masa norului protostelar. Cel mai probabil, acest lucru explică absența în galaxia noastră de stele mai mari de 100-200 de mase solare.

Timpul de viață al unei stele

Printre stelele formate, există o mare varietate de culori și dimensiuni. În tip spectral, acestea variază de la albastru fierbinte la roșu rece, în masă - de la 0,08 la mai mult de 200 de mase solare. Luminozitatea și culoarea unei stele depind de temperatura suprafeței sale, care, la rândul ei, este determinată de masa sa. Toate stelele noi „își iau locul” pe secvența principală în funcție de compoziția și masa lor chimică. Nu vorbim despre deplasarea fizică a stelei - doar despre poziția acesteia pe diagrama indicată, în funcție de parametrii stelei. Adică vorbim, de fapt, doar despre schimbarea parametrilor stelei.

Ce se întâmplă în continuare depinde de masa stelei.

Anii de mai târziu și moartea stelelor

Stele vechi cu masă mică

Până în prezent, nu se știe cu siguranță ce se întâmplă cu stelele luminoase după epuizarea rezervelor lor de hidrogen. Deoarece vârsta universului este de 13,7 miliarde de ani, ceea ce nu este suficient pentru a epuiza alimentarea cu hidrogen, teoriile moderne se bazează pe simulări pe computer ale proceselor care au loc în astfel de stele.

Unele stele pot sintetiza heliu doar în unele regiuni active, ceea ce provoacă instabilitate și vânturi solare puternice. În acest caz, formarea unei nebuloase planetare nu are loc, iar steaua se evaporă doar, devenind chiar mai mică decât o pitică maro.

Dar o stea cu o masă mai mică de 0,5 solare nu va putea niciodată sintetiza heliu chiar și după ce reacțiile cu participarea hidrogenului în nucleu încetează. Coaja lor stelară nu este suficient de masivă pentru a depăși presiunea produsă de miez. Aceste stele includ pitici roșii (cum ar fi Proxima Centauri), care au trăit pe secvența principală de sute de miliarde de ani. După încetarea reacțiilor termonucleare din nucleul lor, acestea, răcindu-se treptat, vor continua să emită slab în domeniul infraroșu și al microundelor din spectrul electromagnetic.

Stele medii

Când o stea atinge o dimensiune medie (de la 0,4 la 3,4 mase solare) a fazei gigantice roșii, straturile sale exterioare continuă să se extindă, miezul se micșorează și încep reacțiile de sinteză a carbonului din heliu. Fuziunea eliberează multă energie, oferind stelei un răgaz temporar. Pentru o stea cu dimensiuni similare Soarelui, acest proces poate dura aproximativ un miliard de ani.

Modificările în cantitatea de energie emisă determină steaua să treacă prin perioade de instabilitate, care includ modificări în dimensiune, temperatura suprafeței și eliberarea de energie. Eliberarea de energie este deplasată spre radiații de joasă frecvență. Toate acestea sunt însoțite de o pierdere în creștere a masei datorită vânturilor solare puternice și a pulsațiilor intense. Stelele din această fază sunt numite stele de tip târziu, Vedete OH -IR sau stele asemănătoare lumii, în funcție de caracteristicile lor exacte. Gazul evacuat este relativ bogat în elemente grele produse în interiorul stelei, cum ar fi oxigenul și carbonul. Gazul formează un înveliș în expansiune și se răcește pe măsură ce se îndepărtează de stea, permițând formarea particulelor de praf și a moleculelor. Radiația puternică în infraroșu a stelei centrale din astfel de plicuri formează condiții ideale pentru activarea maserilor.

Reacțiile de ardere cu heliu sunt foarte sensibile la temperatură. Acest lucru duce uneori la o mare instabilitate. Apar pulsații violente, care în cele din urmă conferă suficientă energie cinetică straturilor exterioare pentru a fi expulzate și a deveni o nebuloasă planetară. În centrul nebuloasei, rămâne miezul stelei, care, în timp ce se răcește, se transformă într-o pitică albă de heliu, având de obicei o masă de până la 0,5-0,6 solară și un diametru de ordinul diametrului Pământului.

Pitici albi

Majoritatea covârșitoare a stelelor, inclusiv a Soarelui, își încheie evoluția, contractându-se până când presiunea electronilor degenerați echilibrează gravitația. În această stare, când dimensiunea stelei scade de o sută de ori și densitatea devine de un milion de ori mai mare decât a apei, steaua este numită pitică albă. Este lipsit de surse de energie și, răcindu-se treptat, devine întunecat și invizibil.

La stelele mai masive decât Soarele, presiunea electronilor degenerați nu poate conține contracția miezului și continuă până când majoritatea particulelor se transformă în neutroni împachetați atât de strâns încât dimensiunea stelei este măsurată în kilometri, iar densitatea este de 100 de milioane de ori densitatea apă. Un astfel de obiect se numește stea neutronică; echilibrul său este menținut de presiunea materiei neutronice degenerate.

Stele supermasive

După straturile exterioare ale unei stele, cu o masă mai mare de cinci mase solare, împrăștiate pentru a forma un supergigant roșu, miezul începe să se micșoreze din cauza forțelor gravitaționale. Pe măsură ce compresia continuă, temperatura și densitatea cresc și începe o nouă secvență de reacții termonucleare. În astfel de reacții, sunt sintetizate elemente grele, care împiedică temporar prăbușirea nucleului.

În cele din urmă, pe măsură ce se formează din ce în ce mai multe elemente grele ale tabelului periodic, fierul -56 este sintetizat din siliciu. Până în acest moment, sinteza elementelor a eliberat o cantitate mare de energie, dar nucleul de fier -56 are defectul de masă maxim, iar formarea nucleelor \u200b\u200bmai grele este dezavantajoasă. Prin urmare, atunci când miezul de fier al unei stele atinge o anumită valoare, presiunea din ea nu mai este capabilă să reziste la forța gravitațională colosală și are loc o prăbușire imediată a miezului cu neutronizarea materiei sale.

Ce se întâmplă în continuare nu este complet clar. Dar, oricare ar fi, în câteva secunde duce la o explozie de supernova de o putere incredibilă.

Explozia de neutrino însoțitoare provoacă o undă de șoc. Jeturile puternice de neutrini și un câmp magnetic rotativ expulză cea mai mare parte a materialului acumulat de stea - așa-numitele elemente de așezare, inclusiv fierul și elementele mai ușoare. Materia împrăștiată este bombardată de neutroni expulzați din nucleu, capturându-i și creând astfel un set de elemente mai grele decât fierul, inclusiv cele radioactive, până la uraniu (și posibil chiar până la californiu). Astfel, exploziile supernova explică prezența elementelor mai grele decât fierul în materia interstelară.

Unda explozivă și jeturile de neutrini transportă materialul departe de steaua pe moarte și în spațiul interstelar. Ulterior, deplasându-se prin spațiu, acest material supernova se poate ciocni cu alte resturi spațiale și, eventual, poate participa la formarea de noi stele, planete sau sateliți.

Procesele care au loc în timpul formării unei supernove sunt încă studiate și până în prezent nu există nicio claritate cu privire la această problemă. De asemenea, este îndoielnic ce rămâne de fapt din steaua originală. Cu toate acestea, sunt luate în considerare două opțiuni:

Stele de neutroni

Se știe că, în unele supernove, gravitația puternică din interiorul unui supergigant forțează electronii să cadă pe nucleul atomic, unde se îmbină cu protoni pentru a forma neutroni. Forțele electromagnetice care separă nucleele din apropiere dispar. Miezul stelei este acum o bilă densă de nuclei atomici și neutroni individuali.

Astfel de stele, cunoscute sub numele de stele cu neutroni, sunt extrem de mici - nu mai mult decât dimensiunea unui oraș mare - și au o densitate inimaginabil de mare. Perioada lor de revoluție devine extrem de scurtă pe măsură ce dimensiunea stelei scade (datorită conservării impulsului unghiular). Unii fac 600 de rotații pe secundă. Când axa care leagă polii magnetici nord și sud ai acestei stele cu rotație rapidă indică Pământul, se poate înregistra un impuls de radiație care se repetă la intervale egale cu perioada de revoluție a stelei. Astfel de stele de neutroni au fost numite „pulsari” și au devenit primele stele de neutroni descoperite.

Găuri negre

Nu toate supernovele devin stele de neutroni. Dacă steaua are o masă suficient de mare, atunci prăbușirea stelei va continua și neutronii înșiși vor începe să cadă spre interior până când raza sa devine mai mică decât raza Schwarzschild. După aceea, steaua devine o gaură neagră.

Existența găurilor negre a fost prezisă de relativitatea generală. Conform relativității generale, materia și informațiile nu pot lăsa o gaură neagră în niciun fel. Cu toate acestea, mecanica cuantică face posibile excepții de la această regulă.

Rămân o serie de întrebări deschise. Șef printre ei: "Există găuri negre?" Într-adevăr, pentru a spune cu siguranță că un anumit obiect este o gaură neagră, este necesar să-i observăm orizontul de evenimente. Toate încercările de a face acest lucru s-au încheiat cu eșec. Dar există încă speranță, deoarece unele obiecte nu pot fi explicate fără a atrage acreția și acreția pe un obiect fără o suprafață solidă, însă însăși existența găurilor negre nu dovedește acest lucru.

Întrebările sunt, de asemenea, deschise: este posibil ca o stea să se prăbușească direct într-o gaură neagră, ocolind o supernovă? Există supernove care vor deveni ulterior găuri negre? Care este efectul exact al masei inițiale a unei stele asupra formării obiectelor la sfârșitul ciclului său de viață?

Deși stelele par a fi veșnice la scara umană a timpului, ele, la fel ca tot ce există în natură, se nasc, trăiesc și mor. Conform ipotezei general acceptate a unui nor de gaz și praf, o stea se naște ca urmare a comprimării gravitaționale a unui nor interstelar de gaz și praf. Deoarece un astfel de nor este compactat, se formează mai întâi protostar,temperatura din centrul său crește constant până când atinge limita necesară pentru ca viteza mișcării termice a particulelor să depășească pragul, după care protonii sunt capabili să depășească forțele macroscopice ale repulsiei electrostatice reciproce ( cm. Legea lui Coulomb) și intră într-o reacție de fuziune termonucleară ( cm. Dezintegrarea nucleară și fuziunea).

Ca urmare a reacției în mai multe etape a fuziunii termonucleare a patru protoni, se formează în cele din urmă un nucleu de heliu (2 protoni + 2 neutroni) și se eliberează o fântână întreagă de diverse particule elementare. În starea finală, masa totală a particulelor formate mai mici masele celor patru protoni inițiali, ceea ce înseamnă că energia liberă este eliberată în timpul reacției ( cm. Teoria relativitatii). Din această cauză, miezul interior al unei stele nou-născute se încălzește rapid la temperaturi ultra ridicate, iar excesul de energie începe să se stropească spre suprafața sa mai puțin fierbinte - și spre exterior. În același timp, presiunea din centrul stelei începe să crească ( cm. Ecuația de stare a gazului ideal). Astfel, prin „arderea” hidrogenului în cursul unei reacții termonucleare, steaua nu permite forțelor de atracție gravitațională să se comprime într-o stare superdensă, opunând presiunea termică internă reînnoită continuu colapsului gravitațional, ca urmare a căruia apare un echilibru energetic stabil. Se spune că stelele din stadiul de ardere activă a hidrogenului se află în „faza principală” a ciclului lor de viață sau a evoluției ( cm. Diagrama Hertzsprung-Russell). Se numește transformarea unor elemente chimice în altele în interiorul unei stele fuziune nucleară sau nucleosinteza.

În special, Soarele se află în stadiul activ de ardere a hidrogenului în procesul de nucleosinteză activă timp de aproximativ 5 miliarde de ani, iar rezervele de hidrogen din nucleu pentru continuarea sa pentru steaua noastră ar trebui să fie suficiente pentru încă 5,5 miliarde de ani. Cu cât steaua este mai masivă, cu atât are mai mult combustibil de hidrogen, dar pentru a contracara forțele colapsului gravitațional, trebuie să ardă hidrogen la o intensitate care depășește rata de creștere a rezervelor de hidrogen pe măsură ce masa stelei crește. Astfel, cu cât o stea este mai masivă, cu atât timpul său de viață este mai scurt, determinat de epuizarea rezervelor de hidrogen, iar cele mai mari stele arde literalmente în „câteva” zeci de milioane de ani. Pe de altă parte, cele mai mici stele trăiesc „confortabil” sute de miliarde de ani. Deci, pe această scară, Soarele nostru aparține „țăranilor mijlocii puternici”.

Mai devreme sau mai târziu, însă, orice stea va consuma tot hidrogenul disponibil pentru ardere în cuptorul său termonuclear. Ce urmeaza? Depinde și de masa stelei. Soarele (și toate stelele care nu-l depășesc în masă de mai mult de opt ori) îmi sfârșesc viața într-un mod foarte banal. Pe măsură ce rezervele de hidrogen din interiorul stelei sunt epuizate, forțele de compresie gravitațională, care așteaptă cu răbdare această oră chiar din momentul nașterii stelei, încep să câștige stăpânirea - și sub influența lor, steaua începe să se micșoreze și să se îngroașe. Acest proces are un efect dublu: temperatura din straturile imediat din jurul miezului stelei crește la un nivel la care hidrogenul conținut acolo intră în cele din urmă într-o reacție de fuziune termonucleară cu formarea heliului. În același timp, temperatura din miezul propriu-zis, care constă acum din aproape un heliu, crește atât de mult încât heliul însuși - un fel de „cenușă” a reacției de nucleosinteză primară pe moarte - intră într-o nouă reacție de fuziune termonucleară: un nucleu de carbon este format din trei nuclee de heliu. Această reacție secundară de fuziune termonucleară, alimentată de produsele reacției primare, este unul dintre momentele cheie în ciclul de viață al stelelor.

Odată cu arderea secundară a heliului în miezul stelei, se eliberează atât de multă energie încât steaua începe literalmente să se umfle. În special, cochilia Soarelui în acest stadiu al vieții se va extinde dincolo de orbita lui Venus. În acest caz, energia totală a radiației stelei rămâne la aproximativ același nivel ca și în faza principală a vieții sale, dar din moment ce această energie este acum radiată printr-o suprafață mult mai mare, stratul exterior al stelei se răcește până la partea roșie a spectrului. Steaua se transformă în gigantul rosu.

Pentru stelele din clasa Soarelui, după epuizarea combustibilului care alimentează reacția secundară de nucleosinteză, stadiul colapsului gravitațional începe din nou - de data aceasta ultima. Temperatura din interiorul miezului nu mai poate crește la nivelul necesar pentru ca următorul nivel de reacție termonucleară să înceapă. Prin urmare, steaua se contractă până când forțele de atracție gravitațională sunt echilibrate de următoarea barieră a forței. În rolul său este presiunea degenerată a gazelor electronice(cm. Limita lui Chandrasekhar). Electronii, care până în acest stadiu au jucat rolul de figuranți șomeri în evoluția stelei, fără a participa la reacții de fuziune nucleară și deplasându-se liber între nuclee în procesul de fuziune, într-un anumit stadiu de compresie sunt lipsiți de „spațiul de locuit” și încep să „reziste” la comprimarea gravitațională a stelei. Starea stelei este stabilizată și se transformă într-o degenerată pitic alb,care va radia căldura reziduală în spațiu până se răcește complet.

Stelele mai masive decât Soarele vor avea un final mult mai spectaculos. După arderea heliului, masa lor în timpul comprimării se dovedește a fi suficientă pentru a încălzi miezul și coaja la temperaturile necesare pentru a declanșa următoarele reacții de nucleosinteză - carbon, apoi siliciu, magneziu - și așa mai departe, pe măsură ce masele nucleare cresc. Mai mult, la începutul fiecărei noi reacții în miezul stelei, cea anterioară continuă în plic. De fapt, toate elementele chimice până la fier, din care este compus Universul, s-au format tocmai ca urmare a nucleosintezei în adâncurile stelelor de moarte de acest tip. Dar fierul este limita; nu poate servi drept combustibil pentru fuziunea nucleară sau reacții de descompunere la orice temperatură și presiune, deoarece este necesar un aflux de energie externă atât pentru descompunerea ei, cât și pentru adăugarea de nucleoni suplimentari. Drept urmare, steaua masivă acumulează treptat un miez de fier în sine, care nu poate servi drept combustibil pentru alte reacții nucleare.

De îndată ce temperatura și presiunea din interiorul nucleului ating un anumit nivel, electronii încep să interacționeze cu protonii nucleelor \u200b\u200bde fier, rezultând formarea de neutroni. Și într-o perioadă foarte scurtă de timp - unii teoreticieni cred că durează doar câteva secunde - electronii liberi de-a lungul evoluției anterioare a stelei se dizolvă literalmente în protonii nucleelor \u200b\u200bde fier, toată materia nucleului stelei se transformă într-o grămadă continuă de neutroni și începe să se contracte rapid în colapsul gravitațional , deoarece presiunea opusă a gazului degenerat de electroni scade la zero. Învelișul exterior al stelei, de sub care este scos orice suport, se prăbușește spre centru. Energia de coliziune a învelișului exterior prăbușit cu miezul de neutroni este atât de mare încât sări și se împrăștie în toate direcțiile de la miez cu o viteză mare - iar steaua explodează literalmente într-un fulger orbitor. supernova stele... În câteva secunde, în timpul unei explozii de supernovă, mai multă energie poate fi eliberată în spațiu decât toate stelele galaxiei combinate în același timp.

După o explozie de supernovă și expansiunea învelișului în stele cu o masă de aproximativ 10-30 de mase solare, prăbușirea gravitațională în curs duce la formarea unei stele de neutroni, a cărei substanță este comprimată până când începe să se facă simțită presiune degenerată a neutronilor -cu alte cuvinte, acum neutronii (la fel cum au făcut electronii mai devreme) încep să reziste la comprimare suplimentară, necesitând eu insumispațiu de locuit. Acest lucru se întâmplă de obicei atunci când steaua atinge aproximativ 15 km în diametru. Rezultatul este o stea de neutroni cu rotație rapidă care emite impulsuri electromagnetice la frecvența sa de rotație; se numesc astfel de stele pulsari. În cele din urmă, dacă masa nucleului stelei depășește 30 de mase solare, nimic nu poate opri prăbușirea gravitațională a acestuia și, ca urmare a unei explozii de supernovă,

Arderea hidrogenului este cea mai lungă etapă din viața unei stele, care este asociată cu abundența inițială ridicată de hidrogen (70 în masă) și cu puterea calorică ridicată () a conversiei hidrogenului în heliu, care reprezintă aproximativ 70 de energie obținută într-un lanț de transformări termonucleare succesive ale hidrogenului într-un element cu cea mai mare energie legături per nucleon (MeV / nucleon). Luminozitatea fotonică a stelelor de pe secvența principală, unde arde hidrogenul, este, de regulă, mai mică decât în \u200b\u200betapele ulterioare ale evoluției, iar luminozitatea neutrino a acestora este mult mai mică, deoarece temperaturile centrale nu depășesc K. Prin urmare, majoritatea stelelor din Galaxie și Univers sunt stele secvenței principale.

După sfârșitul arderii hidrogenului în miez, steaua se deplasează la dreapta secvenței principale pe diagrama efectivă temperatură - luminozitate (diagrama Hertzsprung-Russell), temperatura sa efectivă scade, iar steaua se mută în regiunea giganților roșii. Acest lucru se datorează transferului de energie convectivă dintr-o sursă de hidrogen stratificat situată direct în apropierea miezului de heliu. În miezul în sine, temperatura crește treptat din cauza compresiei gravitaționale, iar heliul începe să ardă la o temperatură și densitate g / cm. ( cometariu: deoarece nu există elemente stabile cu numere atomice 5 și 8 în natură, o reacție este imposibilă, iar beriliu-8 se descompune în 2 particule alfa

Eliberarea de energie per gram în arderea heliului este cu aproximativ un ordin de mărime mai mică decât în \u200b\u200barderea hidrogenului. Prin urmare, durata de viață și numărul de stele în acest stadiu al evoluției sunt mult mai scurte decât cele ale stelelor secvenței principale. Dar datorită luminozității lor ridicate (stadiul unui gigant roșu sau supergigant), aceste stele sunt bine studiate.

Cea mai importantă reacție este - - procesul: energia sumei celor trei particule alfa este cu 7,28 MeV mai mare decât energia de repaus a nucleului de carbon-12. Prin urmare, pentru ca reacția să se desfășoare eficient, este necesar un nivel de energie „adecvat” al nucleului de carbon-12. Nucleul are un astfel de nivel (cu o energie de 7,656 MeV), prin urmare reacția 3 în stele este de natură rezonantă și, prin urmare, se desfășoară la o rată suficientă. Două particule alfa formează nucleul corticosteroidului :. Durata de viață este de aproximativ c, dar există posibilitatea de a atașa încă o particulă alfa pentru a forma un nucleu de carbon-12 excitat :. Entuziasmul este eliminat de nașterea unei perechi, nu de un foton, deoarece trecerea fotonilor de la acest nivel este interzisă de regulile de selecție :. Rețineți că atomul rezultat practic „se descompune” imediat în Be și He și în cele din urmă în 3 particule alfa și doar într-un caz din 2500 există o tranziție la nivelul solului cu eliberarea a 7,65 MeV de energie transportată de pereche.

Viteza de reacție suplimentară

depinde puternic de temperatură (determinată de masa stelei), de aceea rezultatul final al arderii heliului în stelele masive este formarea unui miez de carbon, carbon-oxigen sau pur oxigen.

În etapele ulterioare de evoluție a stelelor masive în regiunile centrale ale stelei la temperaturi ridicate, au loc reacții de fuziune directă a nucleelor \u200b\u200bgrele. Eliberarea de energie în reacțiile de ardere este comparabilă cu eliberarea de energie în reacția β; cu toate acestea, radiația puternică de neutrino datorată temperaturii ridicate (K) face ca durata de viață a stelei în aceste etape să fie mult mai scurtă decât timpul de ardere al heliului. Probabilitatea de a detecta astfel de stele este extrem de mică și în prezent nu există o singură identificare sigură a unei stele într-o stare calmă, eliberând energie datorată arderii sau elementelor mai grele.

Figura: 7.1 Calculul evoluției unei stele cu o masă inițială de 22 în funcție de timp de la momentul aprinderii hidrogenului în nucleu până la debutul colapsului. Timpul (pe o scară logaritmică) este numărat din momentul în care a început colapsul. Ordonata este masa în unități solare, măsurată din centru. Se notează etapele de ardere termonucleară a diferitelor elemente (inclusiv surse stratificate). Culoarea indică intensitatea încălzirii (albastru) și a răcirii cu neutrini (violet). Zonele umbrite indică regiuni instabile convectiv ale stelei. Calcule Heger A., \u200b\u200bWoosley S. (Figura din recenzia lui Langanke K., Martinez-Pinedo G., 2002, nucl-th / 0203071)

Stele: nașterea, viața și moartea lor [Ediția a treia, revizuită] Shklovsky Iosif Samuilovich

Capitolul 12 Star Evolution

Capitolul 12 Star Evolution

După cum sa subliniat deja în secțiunea 6, majoritatea covârșitoare a stelelor își schimbă caracteristicile principale (luminozitate, rază) foarte încet. În orice moment, ele pot fi considerate ca fiind într-o stare de echilibru - o circumstanță pe care am folosit-o pe scară largă pentru a clarifica natura interiorului stelar. Dar lentoarea schimbărilor nu înseamnă absența lor. Totul este vorba sincronizare evoluție, care trebuie să fie absolut inevitabilă pentru stele. În forma sa cea mai generală, problema evoluției unei stele poate fi formulată după cum urmează. Să spunem că există o stea cu o masă și o rază date. În plus, este cunoscută compoziția sa chimică inițială, care va fi considerată constantă pe întregul volum al stelei. Apoi, luminozitatea sa rezultă din calculul modelului stelei. În cursul evoluției, compoziția chimică a unei stele trebuie să se schimbe inevitabil, deoarece, din cauza reacțiilor termonucleare care îi susțin luminozitatea, conținutul de hidrogen scade ireversibil cu timpul. În plus, compoziția chimică a stelei va înceta să fie uniformă. Dacă în partea sa centrală procentul de hidrogen scade semnificativ, atunci la periferie va rămâne practic neschimbat. Dar asta înseamnă că pe măsură ce steaua evoluează, asociată cu „epuizarea” combustibilului său nuclear, modelul stelei în sine și, prin urmare, structura sa, trebuie să se schimbe. Ar trebui să se aștepte modificări ale luminozității, razei și temperaturii suprafeței. Ca o consecință a unor astfel de schimbări grave, steaua își va schimba treptat locul în diagrama Hertzsprung - Russell. Ar trebui să ne imaginăm că pe această diagramă va descrie o anumită traiectorie sau, după cum se spune, o „pistă”.

Problema evoluției stelare este, fără îndoială, una dintre cele mai fundamentale probleme ale astronomiei. În esență, întrebarea este cum stelele se nasc, trăiesc, „îmbătrânesc” și mor. Această problemă este dedicată acestei cărți. Această problemă, prin însăși natura sa, este un integrat... Acesta este rezolvat prin cercetări intenționate ale reprezentanților diferitelor ramuri ale astronomiei - observatori și teoreticieni. La urma urmei, studiind stelele, este imposibil să spunem imediat care dintre ele se află într-o relație genetică. În general, această problemă s-a dovedit a fi foarte dificilă și timp de câteva decenii nu s-a rezolvat deloc. Mai mult, până relativ recent, eforturile de cercetare au mers adesea într-o direcție complet greșită. De exemplu, însăși prezența secvenței principale în diagrama Hertzsprung-Russell a „inspirat” mulți cercetători naivi să-și imagineze că stelele evoluează de-a lungul acestei diagrame de la giganți fierbinți albastri la pitici roșii. Dar, deoarece există un raport „masă - luminozitate”, în funcție de care se află masa stelelor de-a lungul secvența principală ar trebui să fie în continuă scădere, cercetătorii menționați anterior au încăpățânat să creadă că evoluția stelelor în direcția indicată ar trebui să fie însoțită de o pierdere continuă și, în plus, foarte semnificativă a masei lor.

Toate acestea s-au dovedit a fi greșite. Treptat, problema căilor de evoluție a stelelor a devenit clară, deși detaliile individuale ale problemei sunt încă departe de a fi rezolvate. Meritul deosebit în înțelegerea procesului de evoluție stelară aparține astrofizicienilor teoretici, specialiști în structura internă a stelelor și, mai ales, savantului american M. Schwarzschild și școlii sale.

Etapa timpurie a evoluției stelelor, asociată cu procesul de condensare a acestora din mediul interstelar, a fost luată în considerare la sfârșitul primei părți a acestei cărți. Acolo, de fapt, nu era vorba nici despre stele, ci despre protostele... Acestea din urmă, contractându-se continuu sub acțiunea gravitației, devin obiecte din ce în ce mai compacte. În acest caz, temperatura intestinelor lor crește continuu (vezi formula (6.2)) până când devine aproximativ câteva milioane de kelvin. La această temperatură, în regiunile centrale ale protostelelor, sunt „pornite” primele reacții termonucleare asupra nucleelor \u200b\u200bușoare (deuteriu, litiu, beriliu, bor), în care „bariera Coulomb” sunt relativ scăzute. Când au loc aceste reacții, contracția protostelului va încetini. Cu toate acestea, nucleele ușoare se vor „arde” destul de repede, deoarece abundența lor este mică, iar compresia protostelului va continua aproape la aceeași rată (a se vedea ecuația (3.6) din prima parte a cărții), protostelul se va „stabiliza”, adică se va opri comprimarea, doar după ce temperatura din partea sa centrală crește atât de mult încât reacțiile proton-proton sau carbon-azot „se aprind”. Va presupune o configurație de echilibru sub acțiunea forțelor propriei sale gravitații și diferența de presiune a gazului, care se compensează aproape exact reciproc (a se vedea § 6). Strict vorbind, din acest moment, protosteaua devine o stea. Tânăra vedetă „se așează” la locul ei undeva pe secvența principală. Locul său exact pe secvența principală este determinat de valoarea masei inițiale a protostelului. Protostele masive „aterizează” în partea superioară a acestei secvențe, protostele cu o masă relativ mică (mai mică decât masa solară) „aterizează” în partea sa inferioară. Astfel, protostelele „intră” continuu secvența principală pe toată lungimea sa, ca să spunem așa, cu un „front larg”.

Etapa „protostelară” a evoluției stelare este destul de trecătoare. Cele mai masive stele trec prin această etapă în doar câteva sute de mii de ani. Prin urmare, nu este surprinzător faptul că numărul de astfel de stele din Galaxy este mic. Prin urmare, nu este atât de ușor să le observați, mai ales când considerați că locurile în care are loc procesul de formare a stelelor, de regulă, sunt scufundate în nori de praf care absorb lumina. Dar după ce se „înregistrează pe aria lor constantă” pe secvența principală a diagramei Hertzsprung-Russell, situația se va schimba dramatic. Pentru o perioadă foarte lungă de timp, vor fi în această parte a diagramei, aproape fără a-și schimba proprietățile. Prin urmare, majoritatea stelelor sunt observate în secvența indicată.

Structura modelelor unei stele, când relativ recent s-a „așezat” pe secvența principală, este determinată de model, calculat pe ipoteza că compoziția sa chimică este aceeași pe tot volumul său („model omogen”; vezi Fig. 11.1, 11.2). Pe măsură ce hidrogenul „arde”, starea stelei se va schimba foarte încet, dar constant, ca urmare, punctul care reprezintă steaua va descrie o „pistă” pe diagrama Hertzsprung-Russell. Natura schimbării stării unei stele depinde în esență de dacă materia se amestecă în interiorul ei sau nu. În al doilea caz, așa cum am văzut pentru unele modele în secțiunea anterioară, în regiunea centrală a stelei, abundența hidrogenului devine considerabil mai mică din cauza reacțiilor nucleare decât în \u200b\u200bperiferie. O astfel de stea poate fi descrisă doar printr-un model neomogen. Dar este posibilă și o altă cale a evoluției stelare: amestecarea are loc pe întregul volum al stelei, care din acest motiv păstrează întotdeauna o compoziție chimică „uniformă”, deși conținutul de hidrogen va scădea continuu în timp. Era imposibil să spunem dinainte care dintre aceste posibilități se realizează în natură. Desigur, în zonele convective ale stelelor există întotdeauna un amestec intens de materie, iar în aceste zone compoziția chimică trebuie să fie constantă. Dar chiar și pentru acele regiuni de stele în care domină transferul de energie prin radiații, amestecarea materiei este, de asemenea, destul de posibilă. La urma urmei, nu se pot exclude niciodată mișcări sistematice destul de lente ale maselor mari de materie la viteze mici, ceea ce va duce la amestecare. Astfel de mișcări pot apărea datorită unor caracteristici ale rotației stelei.

Modelele calculate ale unei stele, în care atât compoziția chimică, cât și măsura neomogenității se schimbă sistematic la o masă constantă, formează așa-numita „secvență evolutivă”. Graficarea punctelor corespunzătoare diferitelor modele ale secvenței evolutive a unei stele pe diagrama Hertzsprung - Russell, se poate obține pista teoretică pe această diagramă. Se pare că, dacă evoluția unei stele ar fi însoțită de amestecarea completă a materiei sale, urmele ar fi direcționate din secvența principală la stanga... Dimpotrivă, pistele evolutive teoretice pentru modelele neomogene (adică, în absența amestecării complete) conduc întotdeauna steaua departe dreapta din secvența principală. Care dintre cele două căi ale evoluției stelare calculate teoretic este corectă? După cum știți, criteriul adevărului este practica. În astronomie, practica este rezultatul observațiilor. Să vedem diagrama Hertzsprung - Russell pentru grupurile de stele prezentate în Fig. 1.6, 1.7 și 1.8. Nu vom găsi acolo stelele de deasupra și stânga din secvența principală. Dar există o mulțime de stele pe dreapta din ea sunt giganți și subgiganti roșii. Prin urmare, putem considera că astfel de stele părăsesc secvența principală în cursul evoluției lor, care nu este însoțită de amestecarea completă a materiei în interiorul lor. Explicarea naturii giganților roșii este una dintre cele mai mari realizări ale teoriei evoluției stelare [30]. Însăși existența giganților roșii înseamnă că evoluția stelelor, de regulă, nu este însoțită de amestecarea materiei în întregul lor volum. Calculele arată că pe măsură ce steaua evoluează, dimensiunea și masa nucleului său convectiv scad continuu [31].

Evident, secvența evolutivă a modelelor de stele de la sine încă nu spune nimic despre asta ritm evoluția stelară. Cronologia evolutivă poate fi obținută din analiza schimbărilor în compoziția chimică a diferiților membri ai secvenței evolutive a modelelor stelei. Un anumit conținut mediu de hidrogen dintr-o stea poate fi determinat, „ponderat” de volumul său. Desemnăm acest conținut mediu prin X... Apoi, evident, schimbarea cu timpul în cantitate X determină luminozitatea unei stele, deoarece este proporțională cu cantitatea de energie termonucleară eliberată în stea într-o secundă. Prin urmare, se poate scrie:

(12.1)

Cantitatea de energie eliberată în timpul transformării nucleare a unui gram de materie, simbol

înseamnă schimbare de valoare X într-o secundă. Putem defini vârsta unei stele ca perioada de timp scursă din momentul în care s-a „așezat” pe secvența principală, adică au început reacțiile hidrogenului nuclear în interiorul său. Dacă luminozitatea și conținutul mediu de hidrogen sunt cunoscute pentru diferiți membri ai secvenței evolutive X, atunci nu este dificil să găsim din ecuația (12.1) vârsta unui anumit model de stea în secvența sa evolutivă. Oricine cunoaște elementele de bază ale matematicii superioare va înțelege că din ecuația (12.1), care este o ecuație diferențială simplă, vârsta unei stele

definit ca integral

Rezumând intervale de timp

12, vom obține, evident, intervalul de timp

Trecut de la începutul evoluției stelei. Această circumstanță este exprimată prin formula (12.2).

În fig. 12.1 arată urmele evolutive calculate teoretic pentru stelele relativ masive. Își încep evoluția la marginea inferioară a secvenței principale. Pe măsură ce hidrogenul arde, astfel de stele se mișcă de-a lungul urmelor lor într-o direcție generală peste secvența principală fără a depăși limitele sale (adică, rămânând în lățimea sa). Această etapă a evoluției, asociată cu prezența stelelor pe secvența principală, este cea mai lungă. Când conținutul de hidrogen din miezul unei astfel de stele devine aproape de 1%, rata de evoluție se va accelera. Pentru a menține degajarea de energie la nivelul necesar cu un conținut redus brusc de hidrogen „combustibil”, este necesar să se mărească temperatura miezului ca „compensare”. Și aici, ca în multe alte cazuri, steaua însăși își reglează structura (vezi § 6). O creștere a temperaturii miezului se realizează prin comprimare stele în ansamblu. Din acest motiv, urmele evolutive se întorc brusc spre stânga, adică crește temperatura suprafeței stelei. Cu toate acestea, foarte curând, contracția stelei se oprește, deoarece tot hidrogenul din miez este ars. Dar o nouă zonă de reacții nucleare „se aprinde” - o coajă subțire în jurul unui nucleu deja „mort” (deși foarte fierbinte). Pe măsură ce steaua evoluează mai departe, acest anvelopă se îndepărtează din ce în ce mai mult de centrul stelei, crescând astfel masa miezului de heliu „ars”. În același timp, va avea loc procesul de comprimare a acestui miez și încălzirea acestuia. Cu toate acestea, în acest caz, straturile exterioare ale unei astfel de stele încep să se umfle rapid și foarte puternic. Aceasta înseamnă că temperatura suprafeței scade semnificativ cu un debit ușor modificat. Traseul său evolutiv se întoarce brusc spre dreapta și steaua capătă toate caracteristicile unui supergigant roșu. Întrucât steaua se apropie de această stare destul de repede după încetarea compresiei, aproape nu există stele care să umple golul dintre secvența principală și ramura giganților și supergigantelor din diagrama Hertzsprung-Russell. Acest lucru este clar văzut în astfel de diagrame construite pentru clustere deschise (a se vedea Fig. 1.8). Soarta ulterioară a super-giganților roșii nu este încă bine înțeleasă. Vom reveni la această problemă importantă în secțiunea următoare. Miezul poate fi încălzit până la temperaturi foarte ridicate, de ordinul a sute de milioane de kelvin. La astfel de temperaturi, reacția triplu cu heliu „se activează” (vezi § 8). Energia eliberată în timpul acestei reacții oprește comprimarea suplimentară a nucleului. După aceea, miezul se va extinde ușor, iar raza stelei va scădea. Steaua va deveni mai fierbinte și se va deplasa spre stânga în diagrama Hertzsprung-Russell.

Evoluția stelelor cu o masă mai mică decurge oarecum diferit, de exemplu, M

1, 5M

Rețineți că evoluția stelelor, a căror masă este mai mică decât masa Soarelui, este, în general, nepotrivită de luat în considerare, deoarece timpul lor de ședere în secvența principală depășește vârsta galaxiei. Această împrejurare face ca problema evoluției stelelor cu masă mică să fie „neinteresantă” sau, mai bine spus, „nu urgentă”. Observăm doar că stelele cu masă redusă (mai puțin de

0, 3 solare) rămân complet „convective” chiar și atunci când se află pe secvența principală. Nu dezvoltă niciodată un nucleu „radiant”. Această tendință este clar vizibilă în cazul evoluției protostelelor (vezi § 5). Dacă masa acestuia din urmă este relativ mare, se formează un miez radiant chiar înainte ca protostarul să se așeze pe secvența principală. Iar obiectele cu masă redusă, atât la nivelul protostelar cât și la cel stelar, rămân complet convective. La astfel de stele, temperatura din centru nu este suficient de ridicată pentru ca ciclul proton-proton să funcționeze pe deplin. Se întrerupe la formarea izotopului 3 He, iar „normalul” 4 He nu mai este sintetizat. Peste 10 miliarde de ani (care este aproape de vârsta celor mai vechi stele de acest tip), aproximativ 1% din hidrogen se va transforma în 3 Nu. Prin urmare, se poate aștepta ca abundența de 3 He în raport cu 1 H să fie anormal de mare - aproximativ 3%. Din păcate, nu este încă posibilă verificarea acestei predicții a teoriei prin observare. Stelele cu o masă atât de redusă sunt pitici roșii, a căror temperatură de suprafață este complet insuficientă pentru a excita liniile de heliu din regiunea optică. Cu toate acestea, în principiu, în partea ultravioletă îndepărtată a spectrului, liniile de absorbție a rezonanței ar putea fi observate prin metode de astronomie a rachetelor. Cu toate acestea, slăbiciunea extremă a spectrului continuu exclude chiar această posibilitate problematică. Cu toate acestea, trebuie remarcat faptul că un pitic roșu este semnificativ, dacă nu chiar majoritatea intermitent stele de tip UV Ceti (vezi § 1). Însăși fenomenul de flăcări recurente în astfel de stele pitice reci este, fără îndoială, asociat cu convecția, care cuprinde întregul lor volum. Liniile de emisie sunt observate în timpul erupțiilor. Poate că va fi posibil să observăm liniile 3 Nu la astfel de stele? Dacă masa protostelului este mai mică de 0 , 08M

Temperatura din interiorul său este atât de scăzută încât nici o reacție termonucleară nu poate opri compresia în stadiul secvenței principale. Astfel de stele se vor contracta continuu până când vor deveni pitici albi (mai exact, pitici roșii degenerați). Să ne întoarcem, însă, la evoluția stelelor mai masive.

În fig. 12.2 prezintă urmele evolutive ale unei stele cu masa egală cu 5 M

Conform celor mai detaliate calcule efectuate cu ajutorul unui computer. Pe această pistă, numerele indică etapele caracteristice în evoluția stelei. Explicațiile pentru figură indică momentul fiecărei etape a evoluției. Vom sublinia doar aici că secțiunea pistei evolutive 1-2 corespunde secvenței principale, secțiunea 6-7 corespunde etapei gigantului roșu. O scădere interesantă a luminozității în regiunea 5-6, asociată cu cheltuirea energiei pentru „umflarea” stelei. În fig. 12.3 urmele similare calculate teoretic sunt date pentru stelele de mase diferite. Numerele care marchează diferitele faze ale evoluției au același sens ca în Fig. 12.2.

Figura: 12.2:Pista evolutivă a unei stele cu masa de 5 M , (1-2) - arderea hidrogenului în nucleul convectiv, 6 , 44 10 7 ani; (2-3) - compresia totală a stelei, 2 , 2 10 6 ani; (3-4) - aprinderea hidrogenului într-o sursă stratificată, 1 , 4 10 5 ani; (4-5) - arderea hidrogenului într-un strat gros, 1 , 2 10 6 ani; (5-6) - extinderea învelișului convectiv, 8 10 5 ani; (6-7) - faza gigant roșie, 5 10 5 ani; (7-8) - aprinderea heliului în miez, 6 10 6 ani; (8-9) - dispariția învelișului convectiv, 10 6 ani; (9-10) - arderea heliului în miez, 9 10 6 ani; (10-11) - expansiune secundară a învelișului convectiv, 10 6 ani; (11-12) - compresia nucleului pe măsură ce heliul arde; (12-13-14) - sursă de heliu stratificat; (14-?) - pierderi de neutrini, supergigant roșu.

Dintr-o simplă considerație a urmelor evolutive descrise în Fig. 12.3, rezultă că stelele mai mult sau mai puțin masive părăsesc secvența principală într-un mod destul de „sinuos”, formând o ramură de giganți pe diagrama Hertzsprung-Russell. O creștere foarte rapidă a luminozității stelelor cu mase mai mici este caracteristică pe măsură ce acestea evoluează spre giganții roșii. Diferența în evoluția unor astfel de stele în comparație cu altele mai masive este că primele formează un nucleu foarte dens, degenerat. Un astfel de miez, datorită presiunii ridicate a gazului degenerat (vezi Secțiunea 10), este capabil să „rețină” greutatea straturilor stelei care se află deasupra. Aproape că nu se va micșora și, prin urmare, va fi foarte fierbinte. Prin urmare, dacă reacția "triplă" cu heliu se activează, va fi mult mai târziu. Cu excepția condițiilor fizice, în regiunea din apropierea centrului, structura acestor stele va fi similară cu cea a celor mai masive. În consecință, evoluția lor după arderea hidrogenului în regiunea centrală va fi, de asemenea, însoțită de "umflarea" învelișului exterior, care le va conduce urmele către regiunea giganților roșii. Cu toate acestea, spre deosebire de super-giganții mai masivi, nucleele lor vor consta dintr-un gaz degenerat foarte dens (vezi diagrama din Fig. 11.4).

Poate că cea mai remarcabilă realizare a teoriei evoluției stelare dezvoltată în această secțiune este explicarea tuturor caracteristicilor diagramei Hertzsprung - Russell pentru grupurile de stele. O descriere a acestor diagrame a fost deja dată în § 1. După cum sa menționat deja în secțiunea de mai sus, vârsta tuturor stelelor dintr-un grup dat ar trebui considerată aceeași. Compoziția chimică inițială a acestor stele ar trebui să fie, de asemenea, aceeași. La urma urmei, toate s-au format dintr-un același agregat (deși destul de mare) al mediului interstelar - un complex de gaz-praf. Diferitele grupuri de stele ar trebui să difere între ele în primul rând în funcție de vârstă și, în plus, compoziția chimică inițială a grupurilor globulare ar trebui să difere brusc de compoziția grupurilor deschise.

Liniile de-a lungul cărora se află stelele grupurilor pe diagrama Hertzsprung - Russell nu semnifică în niciun fel urmele lor evolutive. Aceste linii sunt locusul punctelor de pe diagrama indicată, unde au stele cu mase diferite aceasi varsta... Dacă vrem să comparăm teoria evoluției stelare cu rezultatele observațiilor, în primul rând este necesar să construim teoretic „linii de aceeași vârstă” pentru stelele cu mase diferite și aceeași compoziție chimică. Vârsta unei stele în diferite etape ale evoluției sale poate fi determinată folosind formula (12.3). În acest caz, este necesar să se utilizeze urmări teoretice ale evoluției stelare de tipul prezentat în Fig. 12.3. În fig. 12.4 arată rezultatele calculelor pentru opt stele ale căror mase variază între 5,6 și 2,5 mase solare. Pe urmele evolutive ale fiecăreia dintre aceste stele sunt marcate cu puncte de poziție, pe care stelele corespunzătoare le vor lua într-o sută, două sute, patru sute și opt sute de milioane de ani din evoluția lor din starea inițială de pe marginea inferioară a secvenței principale. Curbele care trec prin punctele corespunzătoare pentru diferite stele sunt „curbe de aceeași vârstă”. În cazul nostru, calculele au fost efectuate pentru stele destul de masive. Intervalele de timp calculate ale evoluției lor acoperă cel puțin 75% din „viața activă”, atunci când emit energie termonucleară generată în adâncurile lor. Pentru cele mai masive stele, evoluția atinge stadiul de compresie secundară, care are loc după arderea completă a hidrogenului în părțile lor centrale.

Dacă comparăm curba teoretică obținută de vârstă egală cu diagrama Hertzsprung - Russell pentru grupurile de stele tinere (vezi Fig. 12.5 și, de asemenea, 1.6), atunci similitudinea sa izbitoare cu linia principală a acestui grup este frapantă involuntar. În deplină conformitate cu principiul principal al teoriei evoluției, conform căruia stelele mai masive părăsesc secvența principală mai repede, diagrama din Fig. 12.5 indică clar că partea de sus a acestei secvențe de stele din grup se îndoaie spre dreapta... Locul secvenței principale, unde stelele încep să se abată vizibil de ea, este „mai jos”, cu atât este mai vechi grupul. Numai această circumstanță face posibilă compararea directă a vârstelor diferitelor grupuri de stele. Pentru grupurile vechi, secvența principală se termină deasupra undeva în apropierea clasei spectrale A. Pentru grupurile tinere, întreaga secvență principală este încă „intactă”, până la stelele fierbinți masive din clasa spectrală B. De exemplu, această situație este văzută în diagrama clusterului NGC 2264 (Fig. 1.6). Într-adevăr, linia de aceeași vârstă calculată pentru acest cluster oferă o perioadă a evoluției sale de doar 10 milioane de ani. Astfel, acest cluster s-a născut „în memoria” strămoșilor străvechi umani - Ramapithecs ... Un cluster mult mai vechi de stele - Pleiadele, a căror diagramă este prezentată în Fig. 1.4, are o vârstă complet „medie” de aproximativ 100 de milioane de ani. Stele din clasa spectrală B7 sunt încă păstrate acolo. Însă grupul Hyades (vezi Fig. 1.5) este destul de vechi - vârsta sa este de aproximativ un miliard de ani și, prin urmare, secvența principală începe doar cu stelele din clasa A.

Teoria evoluției stelare explică o altă trăsătură curioasă a diagramei Hertzsprung-Russell pentru grupurile „tinere”. Ideea este că timpii de evoluție pentru stelele pitice cu masă mică sunt foarte lungi. De exemplu, mulți dintre ei nu au trecut încă stadiul contracției gravitaționale în 10 milioane de ani (perioada evolutivă a clusterului NGC 2264) și, strict vorbind, nu sunt chiar stele, ci protostele. Astfel de obiecte, după cum știm, sunt localizate pe dreapta din diagrama Hertzsprung - Russell (vezi Fig. 5.2, unde urmele evolutive ale stelelor încep într-un stadiu incipient al contracției gravitaționale). Dacă, prin urmare, într-un grup tânăr, stelele pitice nu s-au „așezat” încă pe secvența principală, partea inferioară a acestuia din urmă va fi într-un astfel de grup mutat spre dreapta, care se observă (vezi Fig. 1.6). Soarele nostru, așa cum am spus mai sus, în ciuda faptului că a „epuizat” deja o parte vizibilă a „resurselor sale de hidrogen”, nu a părăsit încă banda de secvență principală a diagramei Hertzsprung-Russell, deși a evoluat timp de aproximativ 5 miliarde de ani. Calculele arată că „tânărul”, recent „aterizat” pe secvența principală a Soarelui a emis cu 40% mai puțin decât acum, iar raza acestuia a fost cu doar 4% mai mică decât cea modernă, iar temperatura suprafeței a fost de 5200 K (acum 5700 K).

Teoria evoluției explică cu ușurință trăsăturile diagramei Hertzsprung-Russell pentru grupurile globulare. În primul rând, acestea sunt obiecte foarte vechi. Vârsta lor este doar puțin mai mică decât vârsta galaxiei. Acest lucru rezultă în mod clar din absența aproape completă a stelelor secvenței principale superioare în aceste diagrame. Partea inferioară a secvenței principale, așa cum s-a menționat deja în § 1, este formată din sub-pitici. Din observațiile spectroscopice se știe că sub-piticii sunt foarte săraci în elementele grele - pot fi de zeci de ori mai puține decât în \u200b\u200bcazul piticilor „obișnuiți”. Prin urmare, compoziția chimică inițială a clusterelor globulare a fost semnificativ diferită de compoziția substanței din care s-au format clusterele deschise: erau prea puține elemente grele. În fig. 12.6 prezintă urmele evolutive teoretice ale stelelor cu o masă de 1,2 solare (aceasta este aproape de masa unei stele care a reușit să evolueze peste 6 miliarde de ani), dar cu diferite compoziții chimice inițiale. Se vede clar că după ce steaua a „părăsit” secvența principală, luminozitatea pentru aceleași faze evolutive cu o abundență mică de metal va fi mult mai mare. În același timp, temperaturile efective ale suprafeței acestor stele vor fi mai ridicate.

În fig. 12.7 prezintă urmele evolutive ale stelelor cu masă mică, cu o abundență scăzută de elemente grele. Pe aceste curbe, punctele indică pozițiile stelelor după șase miliarde de ani de evoluție. Linia mai groasă care leagă aceste puncte este evident o linie de aceeași vârstă. Dacă comparăm această linie cu diagrama Hertzsprung - Russell pentru clusterul globular M 3 (vezi Fig. 1.8), atunci coincidența completă a acestei linii cu linia de-a lungul căreia stelele acestui cluster „părăsesc” secvența principală este imediat izbitoare.

Afișat în fig. 1.8 diagrama arată, de asemenea, o ramură orizontală care se abate de la secvența uriașilor spre stânga. Aparent, corespunde stelelor în adâncimile cărora are loc o reacție de heliu „triplă” (vezi Sec. 8). Astfel, teoria evoluției stelare explică toate caracteristicile diagramei Hertzsprung - Russell pentru grupurile globulare până la „epocile antice” și abundența scăzută a elementelor grele [32].

Este foarte curios că grupul din Hyades are mai multe pitici albi, dar nu și în Pleiade. Ambele clustere sunt relativ apropiate de noi, deci această diferență interesantă între cele două clustere nu poate fi explicată prin „condiții de vizibilitate” diferite. Dar știm deja că piticii albi se formează în etapa finală a giganților roșii, ale căror mase sunt relativ mici. Prin urmare, pentru evoluția completă a unui astfel de gigant, este nevoie de un timp considerabil - cel puțin un miliard de ani. De data aceasta „a trecut” la grupul Hyades, dar „nu a venit încă” în Pleiade. De aceea, primul grup conține deja un număr de pitici albi, în timp ce al doilea nu.

În fig. 12.8 prezintă o diagramă schematică sumară a lui Hertzsprung - Russell pentru un număr de clustere, deschise și globulare. În această diagramă, efectul diferențelor de vârstă în diferite grupuri este clar vizibil. Astfel, există toate motivele pentru a afirma că teoria modernă a structurii stelelor și teoria evoluției stelare bazate pe aceasta au putut explica cu ușurință principalele rezultate ale observațiilor astronomice. Fără îndoială, aceasta este una dintre cele mai remarcabile realizări ale astronomiei din secolul al XX-lea.

Din cartea Stelele: nașterea, viața și moartea lor [Ediția a treia, revizuită] autor Shklovsky Iosif Samuilovich

Capitolul 3 Complexe gaz-praf ale mediului interstelar - leagănul stelelor O trăsătură caracteristică a mediului interstelar este o mare varietate de condiții fizice disponibile în acesta. Există, în primul rând, zonele H I și zonele H II, a căror temperatură cinetică diferă

Din cartea Tesla interzisă autor Gorkovsky Pavel

Capitolul 5 Evoluția protostelelor și a plicurilor protostelare În secțiunea 3, am analizat în detaliu problema condensării norilor moleculari reci dens în protostele, în care, datorită instabilității gravitaționale, complexul gaz-praf din interstelar

Din cartea Teoria Universului autor Ethernus

Capitolul 8 Surse nucleare de energie a radiației stelelor În § 3 am spus deja că sursele de energie ale Soarelui și ale stelelor, oferind luminozitatea lor în intervale de timp gigantice „cosmogonice”, calculate pentru stele cu o masă nu prea mare în miliarde

Din cartea Interesant despre astronomie autor Tomilin Anatoly Nikolaevich

Capitolul 11 \u200b\u200bModele stelare În secțiunea 6, am obținut principalele caracteristici ale interioarelor stelare (temperatură, densitate, presiune) folosind metoda estimărilor aproximative a cantităților incluse în ecuațiile care descriu stările de echilibru ale stelelor. Deși aceste estimări dau o idee corectă despre

Din cartea Zece mari idei de știință. Cum funcționează lumea noastră. autorul Atkins Peter

Capitolul 14 Evoluția stelară în sistemele binare apropiate În secțiunea anterioară, evoluția stelelor a fost luată în considerare în detaliu. Cu toate acestea, este necesar să facem o rezervă importantă: vorbeam despre evoluția stelelor singure, izolate. Cum va evolua stelele care se formează

Din cartea Prevalența vieții și unicitatea minții? autor Mosevitsky Mark Isaakovich

Capitolul 20 Pulsari și nebuloase - rămășițe de explozii de supernova De fapt, concluzia că pulsarii sunt stele de neutroni cu rotație rapidă nu a fost în niciun caz o surpriză. Putem spune că a fost pregătită de întreaga dezvoltare a astrofizicii din trecut

Din cartea Începutul infinitului [Explicații care schimbă lumea] de Deutsch David

Din cartea Întoarcerea timpului [De la cosmogonia antică la cosmologia viitorului] de Smolin Lee

Din cartea Interstelar: Știința în spatele scenei autor Thorne Kip Stephen

1. Soarele este măsura stelelor. Stelele sunt soarele. Soarele este o stea. Soarele este imens. Și stelele? Cum se măsoară stelele? Ce greutăți să luați pentru cântărire, ce măsurători pentru măsurarea diametrelor? Soarele însuși este potrivit în acest scop - o stea despre care știm mai mult decât despre toate luminile?

Din cartea autorului

Din cartea autorului

Din cartea autorului

15. Evoluția culturii Ideile care supraviețuiesc Cultura este un set de idei care determină, în anumite aspecte, un comportament similar al purtătorilor lor. Prin idei, mă refer la orice informație care poate fi stocată în capul unei persoane și care îi poate afecta comportamentul. Asa de

Din cartea autorului

Evoluția memelor În povestea clasică științifico-fantastică a lui Isaac Asimov, Jokester, scrisă în 1956, personajul principal este un om de știință care cercetează anecdote. El află că, deși mulți oameni fac uneori remarci ingenioase, originale, nimeni nu le face vreodată

Din cartea autorului

16. Evoluția gândirii creative

Din cartea autorului

Din cartea autorului

Distanțe față de cele mai apropiate stele Cea mai apropiată stea (fără a lua în considerare Soarele) din sistemul căruia poate exista o planetă potrivită pentru viață este Tau Ceti. Este la 11,9 ani lumină de Pământ; adică, călătorind cu viteza luminii, va fi posibil să o atingem