Nomina le possibili fasi finali dell'evoluzione delle stelle. La nascita e l'evoluzione delle stelle: la gigantesca fabbrica dell'Universo. La temperatura e la pressione aumentano nuovamente, ma, a differenza dello stadio protostellare, a un livello molto più elevato

L'astronomia moderna ha un gran numero di argomenti a favore dell'affermazione che le stelle si formano dalla condensazione di nubi di gas e polvere nel mezzo interstellare. Il processo di formazione stellare da questo ambiente continua ancora oggi. Il chiarimento di questa circostanza è uno dei più grandi successi dell'astronomia moderna. Fino a tempi relativamente recenti si credeva che tutte le stelle si fossero formate quasi contemporaneamente molti miliardi di anni fa. Il crollo di queste idee metafisiche fu facilitato, innanzitutto, dal progresso dell'astronomia osservativa e dallo sviluppo della teoria della struttura e dell'evoluzione delle stelle.

Di conseguenza, è diventato chiaro che molte delle stelle osservate sono oggetti relativamente giovani e alcune di esse sono sorte quando l'uomo era già sulla Terra.

Un argomento importante a favore della conclusione che le stelle si formano dal gas interstellare e dalla polvere è la posizione di gruppi di stelle ovviamente giovani (le cosiddette "associazioni") nei bracci a spirale della Galassia. Secondo le osservazioni radioastronomiche, il gas interstellare è concentrato prevalentemente nei bracci a spirale delle galassie. In particolare, ciò avviene nella nostra Galassia.

Inoltre, da "immagini radio" dettagliate di alcune galassie a noi vicine, ne consegue che la più alta densità di gas interstellare si osserva sui bordi interni (rispetto al centro della galassia corrispondente) della spirale, il che ha una spiegazione naturale, sui cui dettagli non possiamo qui soffermarci.

Ma è in queste parti delle spirali che con metodi di astronomia ottica si osservano le "zone HII", cioè nubi di gas interstellare ionizzato (la ionizzazione di tali nubi può essere causata solo dalla radiazione ultravioletta proveniente da stelle massicce calde - ovviamente oggetti giovani).

Centrale nel problema dell'evoluzione delle stelle è la questione delle fonti della loro energia. Infatti, da dove viene, ad esempio, l'enorme quantità di energia necessaria per mantenere la radiazione solare approssimativamente al livello osservato per diversi miliardi di anni? Ogni secondo il Sole emette 4*1033 erg e in 3 miliardi di anni ha emesso 4*1050 erg. Non c'è dubbio che l'età del Sole sia di circa 5 miliardi di anni. Ciò deriva almeno dalle stime moderne dell'età della Terra utilizzando vari metodi radioattivi. È improbabile che il Sole sia “più giovane” della Terra.

Nel secolo scorso e all'inizio di questo secolo furono proposte varie ipotesi sulla natura delle fonti energetiche del Sole e delle stelle. Alcuni scienziati, ad esempio, credevano che la fonte dell'energia solare fosse la continua caduta di meteoroidi sulla sua superficie, altri cercavano la fonte nella continua compressione del Sole.

L'energia potenziale rilasciata durante tale processo potrebbe, in determinate condizioni, trasformarsi in radiazione. Questa fonte può essere molto efficace in una fase iniziale dell'evoluzione della stella, ma non può fornire la radiazione solare per il tempo richiesto.

I progressi nella fisica nucleare hanno permesso di risolvere il problema delle fonti di energia stellare alla fine degli anni Trenta del nostro secolo. Una tale fonte sono le reazioni di fusione termonucleare che si verificano nelle profondità delle stelle alle temperature molto elevate lì prevalenti (dell'ordine di dieci milioni di Kelvin).

Come risultato di queste reazioni, la cui velocità dipende fortemente dalla temperatura, i protoni si trasformano in nuclei di elio e l'energia rilasciata lentamente “cola” attraverso le profondità delle stelle e, alla fine, trasformata in modo significativo, viene emessa nello spazio. Questa è una fonte estremamente potente.

Se assumiamo che inizialmente il Sole fosse costituito solo da idrogeno, che a seguito delle reazioni termonucleari si trasformò completamente in elio, la quantità di energia rilasciata sarà di circa 1052 erg. Pertanto, per mantenere la radiazione al livello osservato per miliardi di anni, è sufficiente che il Sole “consumi” non più del 10% della sua fornitura iniziale di idrogeno.

Ora possiamo immaginare l'evoluzione di una stella come segue. Per alcune ragioni (molte delle quali possono essere specificate), una nube di gas interstellare e polvere cominciò a condensarsi. Molto presto (su scala astronomica, ovviamente!), sotto l'influenza delle forze di gravità universale, da questa nuvola si formerà una palla di gas opaco relativamente densa. Reazione energetica gravitazionale di una stella

A rigor di termini, questa palla non può ancora essere definita una stella, poiché nelle sue regioni centrali la temperatura non è sufficiente perché possano iniziare le reazioni termonucleari. La pressione del gas all'interno della palla non è ancora in grado di bilanciare le forze di attrazione delle sue singole parti, quindi si comprimerà continuamente.

Di solito non si forma una protostella contemporaneamente, ma un gruppo più o meno numeroso di esse. Successivamente, questi gruppi diventano associazioni e ammassi stellari, ben noti agli astronomi. È molto probabile che in questa primissima fase dell'evoluzione di una stella si formino attorno ad essa ammassi di massa inferiore, che poi gradualmente si trasformano in pianeti.

Quando una protostella si contrae, la sua temperatura aumenta e una parte significativa dell'energia potenziale rilasciata viene irradiata nello spazio circostante. Poiché le dimensioni della sfera di gas che collassa sono molto grandi, la radiazione per unità della sua superficie sarà insignificante.

Poiché il flusso di radiazione per unità di superficie è proporzionale alla quarta potenza della temperatura (legge di Stefan-Boltzmann), la temperatura degli strati superficiali della stella è relativamente bassa, mentre la sua luminosità è quasi uguale a quella di una stella ordinaria con la stessa massa.

Pertanto, tali stelle cadranno nella regione delle giganti rosse o delle nane rosse, a seconda dei valori delle loro masse iniziali.

Successivamente la protostella continua a contrarsi. Le sue dimensioni si riducono e la temperatura superficiale aumenta. Durante questo periodo, la temperatura dell'interno stellare è già sufficiente perché lì abbiano inizio le reazioni termonucleari. In questo caso, la pressione del gas all'interno della futura stella bilancia l'attrazione e la sfera di gas smette di comprimersi. Una protostella diventa una stella.

Ci vuole relativamente poco tempo affinché le protostelle attraversino questa prima fase della loro evoluzione. Se, ad esempio, la massa della protostella è maggiore di quella del Sole, ci vogliono solo pochi milioni di anni; se è inferiore, ci vogliono diverse centinaia di milioni di anni. Poiché il tempo evolutivo delle protostelle è relativamente breve, questa prima fase dello sviluppo stellare è difficile da individuare. Eppure sembra che si osservino stelle in tale stadio (ad esempio, le interessantissime stelle T Tauri, solitamente sepolte nelle nebulose oscure).

Possiamo ora immaginare il seguente quadro: dalla nube del mezzo interstellare, attraverso la sua condensazione, si formano numerosi grumi di masse diverse che evolvono in protostelle. La velocità di evoluzione è diversa: per gli ammassi più massicci sarà maggiore (vedi Tabella 1).

Pertanto, l'ammasso più massiccio si trasformerà prima in una stella calda, mentre il resto si manterrà più o meno a lungo allo stadio di protostella.

La radiazione della stella è supportata dalle reazioni termonucleari che avvengono nelle regioni centrali.

Se la massa è grande, la radiazione della stella ha una potenza enorme ed esaurisce rapidamente le sue riserve di “carburante” di idrogeno.

Di seguito la tabella. 1, che fornisce la durata calcolata della compressione gravitazionale e della permanenza nella sequenza principale per stelle di diverse classi spettrali. Nella stessa tabella sono riportati i valori delle masse, dei raggi e delle luminosità delle stelle in unità solari.

Tabella 1

Classe spettrale			Luminosità	Tempo, anni
compressione gravitazionale	rimani nella pagina principale sequenze

Dalla tabella risulta che il tempo di residenza delle stelle “successive” a K0 nella sequenza principale è significativamente maggiore dell'età della Galassia, che, secondo le stime esistenti, è vicina ai 15-20 miliardi di anni.

Il “burnout” dell’idrogeno (cioè la sua trasformazione in elio durante le reazioni termonucleari) avviene solo nelle regioni centrali della stella. Ciò si spiega con il fatto che la materia stellare si mescola solo nelle regioni centrali della stella, dove avvengono le reazioni nucleari, mentre gli strati esterni mantengono invariato il contenuto relativo di idrogeno.

Poiché la quantità di idrogeno nelle regioni centrali della stella è limitata, prima o poi (a seconda della massa della stella) quasi tutto si “brucerà” lì. I calcoli mostrano che la massa e il raggio della sua regione centrale, in cui avvengono le reazioni nucleari, diminuiscono gradualmente, mentre la stella si muove lentamente. Questo processo avviene molto più velocemente nelle stelle relativamente massicce.

Cosa accadrà a una stella quando tutto (o quasi) l’idrogeno nel suo nucleo “brucerà”? Poiché cessa il rilascio di energia nelle regioni centrali della stella, la temperatura e la pressione non possono essere mantenute al livello necessario per contrastare la forza gravitazionale che comprime la stella. Il nucleo della stella inizierà a contrarsi e la sua temperatura aumenterà. Si forma una regione calda molto densa, costituita da elio (in cui si è trasformato l'idrogeno) con una piccola aggiunta di elementi più pesanti. Un gas in questo stato è detto “degenerato”.

In questa densa regione calda non si verificheranno reazioni nucleari, ma procederanno piuttosto intensamente alla periferia del nucleo, in uno strato relativamente sottile. I calcoli mostrano che la luminosità e le dimensioni della stella inizieranno ad aumentare. La stella, per così dire, “si gonfia” e inizia a “allontanarsi” dalla sequenza principale, spostandosi nella regione delle giganti rosse. Inoltre, si scopre che le stelle giganti con un minor contenuto di elementi pesanti avranno una luminosità maggiore a parità di dimensioni.

Quando una stella passa allo stadio di gigante rossa, la velocità della sua evoluzione aumenta in modo significativo. La velocità di evoluzione delle stelle è determinata dalla loro massa iniziale. Poiché, secondo una serie di indizi, sono trascorsi circa 15-20 miliardi di anni dalla formazione del nostro sistema stellare - la Galassia -, durante questo tempo finito (anche se enorme), solo quelle stelle le cui masse superano un certo valore hanno superato il limite intero percorso evolutivo descritto. Apparentemente questa massa “critica” è solo il 10-12% maggiore della massa del Sole.

D'altra parte, il processo di formazione stellare dal gas interstellare e dalle polveri si è verificato continuamente nella nostra Galassia. Sta ancora accadendo. Questo è il motivo per cui vediamo stelle calde e massicce nella parte superiore sinistra della sequenza principale. Ma anche le stelle che si sono formate all'inizio della formazione della Galassia, se la loro massa è inferiore a 1,2 solare, non hanno ancora avuto il tempo di lasciare la sequenza principale.

Si noti, a proposito, che il tasso di formazione stellare è attualmente molto inferiore rispetto a molti miliardi di anni fa. Il Sole si è formato circa 5 miliardi di anni fa, quando la Galassia si era già formata da tempo e nelle sue caratteristiche principali era simile a quella “moderna”. Da almeno 4,5 miliardi di anni è “seduto” sulla sequenza principale, emettendo costantemente energia grazie alle reazioni nucleari di conversione dell'idrogeno in elio che avvengono nelle sue regioni centrali. Per quanto tempo continuerà tutto questo? I calcoli mostrano che il nostro Sole diventerà una gigante rossa tra 8 miliardi di anni. Allo stesso tempo, la sua luminosità aumenterà centinaia di volte e il suo raggio decine di volte.

Questa fase dell'evoluzione della nostra stella richiederà diverse centinaia di milioni di anni. Alla fine, in un modo o nell'altro, il Sole gonfio perderà il suo guscio e si trasformerà in una nana bianca. In generale, ovviamente, non siamo indifferenti al destino del Sole, poiché lo sviluppo della vita sulla Terra è strettamente connesso ad esso.

Ciao cari lettori! Vorrei parlare del bellissimo cielo notturno. Perché riguardo alla notte? Tu chiedi. Perché su di esso sono ben visibili le stelle, questi bellissimi puntini luminosi sullo sfondo nero-blu del nostro cielo. Ma in realtà non sono piccoli, ma semplicemente enormi, e a causa della grande distanza sembrano così piccoli.

Qualcuno di voi ha immaginato come nascono le stelle, come vivono la loro vita, com'è per loro in generale? Ti suggerisco di leggere questo articolo ora e di immaginare l'evoluzione delle stelle lungo il percorso. Ho preparato un paio di video per un esempio visivo 😉

Il cielo è costellato di numerose stelle, tra le quali sono sparse enormi nubi di polvere e gas, principalmente idrogeno. Le stelle nascono proprio in tali nebulose, o regioni interstellari.

Una stella vive così a lungo (fino a decine di miliardi di anni) che gli astronomi non sono in grado di tracciare la vita nemmeno di una di esse dall'inizio alla fine. Ma hanno l'opportunità di osservare diverse fasi dello sviluppo delle stelle.

Gli scienziati hanno combinato i dati ottenuti e sono stati in grado di seguire le fasi della vita delle stelle tipiche: il momento della nascita di una stella in una nube interstellare, la sua giovinezza, mezza età, vecchiaia e talvolta una morte molto spettacolare.

La nascita di una stella.

La formazione di una stella inizia con la compattazione della materia all'interno di una nebulosa. A poco a poco, la compattazione risultante diminuisce di dimensioni, restringendosi sotto l'influenza della gravità. Durante questa compressione, o crollare, viene rilasciata energia che riscalda la polvere e il gas e li fa brillare.

C'è un cosiddetto protostella. La temperatura e la densità della materia nel suo centro, o nucleo, sono massime. Quando la temperatura raggiunge circa 10.000.000°C, nel gas iniziano a verificarsi le reazioni termonucleari.

I nuclei degli atomi di idrogeno iniziano a combinarsi e si trasformano nei nuclei degli atomi di elio. Questa fusione rilascia un'enorme quantità di energia. Questa energia, attraverso il processo di convezione, viene trasferita allo strato superficiale e poi, sotto forma di luce e calore, viene emessa nello spazio. È così che una protostella si trasforma in una vera stella.

La radiazione che proviene dal nucleo riscalda l'ambiente gassoso, creando una pressione diretta verso l'esterno e impedendo così il collasso gravitazionale della stella.

Il risultato è che trova equilibrio, cioè ha dimensioni costanti, una temperatura superficiale costante e una quantità costante di energia rilasciata.

Gli astronomi chiamano una stella in questa fase di sviluppo stella della sequenza principale, indicando così il posto che occupa nel diagramma Hertzsprung-Russell. Questo diagramma esprime la relazione tra la temperatura e la luminosità di una stella.

Le protostelle, che hanno una massa piccola, non si riscaldano mai alla temperatura necessaria per avviare una reazione termonucleare. Queste stelle, a seguito della compressione, diventano fioche nane rosse o addirittura più fioco nane brune . La prima stella nana bruna fu scoperta solo nel 1987.

Giganti e nani.

Il diametro del Sole è di circa 1.400.000 km, la sua temperatura superficiale è di circa 6.000°C ed emette luce giallastra. Fa parte della sequenza principale delle stelle da 5 miliardi di anni.

Il “carburante” dell’idrogeno su una stella del genere si esaurirà in circa 10 miliardi di anni e nel suo nucleo rimarrà principalmente l’elio. Quando non c’è più nulla da “bruciare”, l’intensità della radiazione diretta dal nucleo non è più sufficiente a bilanciare il collasso gravitazionale del nucleo.

Ma l'energia rilasciata in questo caso è sufficiente per riscaldare la materia circostante. In questo guscio inizia la sintesi dei nuclei di idrogeno e viene rilasciata più energia.

La stella inizia a brillare più luminosa, ma ora con una luce rossastra, e allo stesso tempo si espande anche, aumentando di dimensioni decine di volte. Ora una tale stella chiamata gigante rossa.

Il nucleo della gigante rossa si contrae e la temperatura sale a 100.000.000°C o più. Qui avviene la reazione di fusione dei nuclei di elio, trasformandolo in carbonio. Grazie all'energia sprigionata, la stella brilla ancora per circa 100 milioni di anni.

Dopo che l'elio si esaurisce e le reazioni si estinguono, l'intera stella gradualmente, sotto l'influenza della gravità, si riduce fino a raggiungere quasi le dimensioni di . L'energia rilasciata in questo caso è sufficiente perché la stella possa (ora una nana bianca) continuò a brillare intensamente per qualche tempo.

Il grado di compressione della materia in una nana bianca è molto elevato e, quindi, ha una densità molto elevata: il peso di un cucchiaio può raggiungere le mille tonnellate. È così che avviene l'evoluzione delle stelle delle dimensioni del nostro Sole.

Video che mostra l'evoluzione del nostro Sole in una nana bianca

Una stella con cinque volte la massa del Sole ha un ciclo di vita molto più breve e si evolve in modo leggermente diverso. Una stella del genere è molto più luminosa e la sua temperatura superficiale è di 25.000 ° C o più; il periodo di permanenza nella sequenza principale delle stelle è di soli 100 milioni di anni circa.

Quando una stella del genere entra in scena gigante rosso , la temperatura nel suo nucleo supera i 600.000.000°C. Subisce reazioni di fusione dei nuclei di carbonio, che vengono convertiti in elementi più pesanti, compreso il ferro.

La stella, sotto l'influenza dell'energia rilasciata, si espande fino a raggiungere dimensioni centinaia di volte maggiori della sua dimensione originale. Una stella in questa fase chiamato supergigante .

Il processo di produzione di energia nel nucleo si interrompe improvvisamente e si restringe nel giro di pochi secondi. Con tutto ciò, viene rilasciata un'enorme quantità di energia e si forma un'onda d'urto catastrofica.

Questa energia viaggia attraverso l'intera stella e ne espelle una parte significativa con forza esplosiva nello spazio, provocando un fenomeno noto come esplosione di supernova .

Per visualizzare meglio tutto quanto scritto, guardiamo il diagramma del ciclo evolutivo delle stelle

Nel febbraio 1987, un bagliore simile fu osservato in una galassia vicina, la Grande Nube di Magellano. Questa supernova brillò brevemente più luminosa di un trilione di Soli.

Il nucleo della supergigante si comprime e forma un corpo celeste dal diametro di soli 10-20 km, e la sua densità è così elevata che un cucchiaino della sua sostanza può pesare 100 milioni di tonnellate!!! Un tale corpo celeste è costituito da neutroni echiamata stella di neutroni .

Una stella di neutroni appena formata ha un'elevata velocità di rotazione e un magnetismo molto forte.

Questo crea un potente campo elettromagnetico che emette onde radio e altri tipi di radiazioni. Si diffondono dai poli magnetici della stella sotto forma di raggi.

Questi raggi, dovuti alla rotazione della stella attorno al proprio asse, sembrano scandagliare lo spazio. Quando sfrecciano davanti ai nostri radiotelescopi, li percepiamo come brevi lampi o impulsi. Ecco perché vengono chiamate tali stelle pulsar.

Le pulsar sono state scoperte grazie alle onde radio che emettono. È ormai noto che molti di essi emettono impulsi luminosi e raggi X.

La prima pulsar di luce è stata scoperta nella Nebulosa del Granchio. I suoi impulsi si ripetono 30 volte al secondo.

Gli impulsi di altre pulsar si ripetono molto più spesso: il PIR (sorgente radio pulsante) 1937+21 lampeggia 642 volte al secondo. È persino difficile immaginarlo!

Anche le stelle che hanno la massa maggiore, decine di volte quella del Sole, divampano come supernove. Ma a causa della loro enorme massa, il loro collasso è molto più catastrofico.

La compressione distruttiva non si ferma nemmeno nella fase di formazione di una stella di neutroni, creando una regione in cui la materia ordinaria cessa di esistere.

È rimasta solo una gravità, così forte che nulla, nemmeno la luce, può sfuggire alla sua influenza. Questa zona si chiama buco nero.Sì, l'evoluzione delle grandi stelle è spaventosa e molto pericolosa.

In questo video parleremo di come una supernova si trasforma in una pulsar e in un buco nero.

Non so voi, cari lettori, ma personalmente amo e sono davvero interessato allo spazio e a tutto ciò che è connesso ad esso, è così misterioso e bello, è mozzafiato! L'evoluzione delle stelle ci ha detto molto sul futuro della nostra e tutto.

Consideriamo brevemente le principali fasi dell'evoluzione stellare.

Cambiamenti nelle caratteristiche fisiche, nella struttura interna e nella composizione chimica di una stella nel tempo.

Frammentazione della materia. .

Si presume che le stelle si formino durante la compressione gravitazionale di frammenti di una nube di gas e polvere. Quindi, i cosiddetti globuli possono essere luoghi di formazione stellare.

Un globulo è una densa nube interstellare opaca di polvere molecolare (polvere di gas), che viene osservata sullo sfondo di nuvole luminose di gas e polvere sotto forma di una formazione rotonda scura. È costituito prevalentemente da idrogeno molecolare (H 2) ed elio ( Lui ) con una miscela di molecole di altri gas e granelli di polvere interstellare solida. Temperatura del gas nel globulo (principalmente la temperatura dell'idrogeno molecolare) T≈ 10 ÷ 50K, densità media n~ 10 5 particelle/cm 3, che è diversi ordini di grandezza maggiore rispetto alle nubi di gas e polvere convenzionali più dense, diametro D~ 0,1 ÷ 1 . Massa dei globuli M≤ 10 2 × M ⊙ . In alcuni globuli, tipo giovane T. Toro.

La nube è compressa dalla sua stessa gravità a causa dell'instabilità gravitazionale, che può sorgere spontaneamente o come risultato dell'interazione della nube con un'onda d'urto proveniente da un flusso di vento stellare supersonico proveniente da un'altra vicina fonte di formazione stellare. Esistono altre possibili cause di instabilità gravitazionale.

Studi teorici mostrano che nelle condizioni che esistono nelle nubi molecolari ordinarie (T≈ 10 ÷ 30K e n ~ 10 2 particelle/cm 3), quella iniziale può verificarsi in volumi di nubi con massa M≥ 10 3 × M ⊙ . In una nuvola così collassante è possibile un'ulteriore disintegrazione in frammenti meno massicci, ognuno dei quali verrà compresso anche sotto l'influenza della propria gravità. Le osservazioni mostrano che nella Galassia, durante il processo di formazione stellare, non nasce uno, ma un gruppo di stelle con masse diverse, ad esempio un ammasso stellare aperto.

Quando viene compressa nelle regioni centrali della nube, la densità aumenta, determinando un momento in cui la sostanza di questa parte della nube diventa opaca alla propria radiazione. Nelle profondità della nuvola appare una condensa densa e stabile, che gli astronomi chiamano oh.

La frammentazione della materia è la disintegrazione di una nuvola di polvere molecolare in parti più piccole, la cui ulteriore parte porta alla comparsa.

- un oggetto astronomico che si trova in scena, dal quale dopo qualche tempo (per la massa solare questa volta T~ 10 8 anni) si forma normale.

Con l'ulteriore caduta della materia dal guscio gassoso sul nucleo (accrescimento), la massa di quest'ultimo, e quindi la temperatura, aumenta tanto che la pressione del gas e quella radiante vengono confrontate con le forze. La compressione del kernel si interrompe. La formazione è circondata da un guscio di gas e polvere, opaco alla radiazione ottica, che consente il passaggio solo della radiazione infrarossa e di lunghezza d'onda maggiore. Un tale oggetto (-bozzolo) viene osservato come una potente fonte di radiazioni radio e infrarosse.

Con un ulteriore aumento della massa e della temperatura del nucleo, la leggera pressione interrompe l'accrescimento e i resti del guscio si disperdono nello spazio. Ne appare uno giovane, le cui caratteristiche fisiche dipendono dalla sua massa e da quella iniziale Composizione chimica UN.

La principale fonte di energia per una stella nascente è apparentemente l'energia rilasciata durante la compressione gravitazionale. Questa ipotesi deriva dal teorema viriale: in un sistema stazionario, la somma dell'energia potenziale E pag tutti i membri del sistema e doppia energia cinetica 2 E a di questi termini è uguale a zero:

E p + 2 E k = 0. (39)

Il teorema è valido per sistemi di particelle che si muovono in una regione limitata dello spazio sotto l'influenza di forze, la cui grandezza è inversamente proporzionale al quadrato della distanza tra le particelle. Ne consegue che l'energia termica (cinetica) è pari alla metà dell'energia gravitazionale (potenziale). Quando una stella si contrae, l'energia totale della stella diminuisce, mentre l'energia gravitazionale diminuisce: metà della variazione di energia gravitazionale lascia la stella attraverso la radiazione e, a causa della seconda metà, l'energia termica della stella aumenta.

Giovani stelle di piccola massa(fino a tre masse solari) che si avvicinano alla sequenza principale sono completamente convettivi; il processo di convezione copre tutte le aree della stella. Queste sono essenzialmente protostelle, al centro delle quali le reazioni nucleari sono appena iniziate, e tutta la radiazione avviene principalmente a causa di esse. Non è stato ancora stabilito che la stella tramonta a una temperatura effettiva costante. Sul diagramma Hertzsprung-Russell, tali stelle formano una traccia quasi verticale chiamata traccia Hayashi. Man mano che la compressione rallenta, i giovani si avvicinano alla sequenza principale.

Quando la stella si contrae, la pressione del gas di elettroni degenere comincia ad aumentare, e quando viene raggiunto un certo raggio della stella, la compressione si ferma, il che porta all'arresto dell'ulteriore crescita della temperatura centrale causata dalla compressione, e poi alla sua diminuzione. Per le stelle inferiori a 0,0767 masse solari ciò non accade: l'energia liberata durante le reazioni nucleari non è mai sufficiente a bilanciare la pressione interna e. Tali “sottostelle” emettono più energia di quella prodotta durante le reazioni nucleari e sono classificate come cosiddette; il loro destino è la compressione costante finché la pressione del gas degenere non la ferma, e poi il raffreddamento graduale con la cessazione di tutte le reazioni nucleari iniziate.

Le giovani stelle di massa intermedia (da 2 a 8 volte la massa del Sole) evolvono qualitativamente esattamente allo stesso modo delle loro sorelle minori, salvo che non presentano zone convettive fino alla sequenza principale.

Stelle con massa superiore a 8 masse solarihanno già le caratteristiche delle stelle normali, poiché hanno attraversato tutte le fasi intermedie e sono state in grado di raggiungere una tale velocità di reazioni nucleari da compensare l'energia persa per radiazione mentre si accumula la massa del nucleo. Il deflusso di massa da queste stelle è così grande che non solo arresta il collasso delle regioni esterne della nube molecolare che non sono ancora diventate parte della stella, ma, al contrario, le scongela. Pertanto, la massa della stella risultante è notevolmente inferiore alla massa della nube protostellare.

Sequenza principale

La temperatura della stella aumenta fino a raggiungere nelle regioni centrali valori sufficienti a consentire reazioni termonucleari, che diventano poi la principale fonte di energia per la stella. Per le stelle massicce ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) è la “combustione” dell'idrogeno nel ciclo del carbonio; Per le stelle con massa uguale o inferiore a quella del Sole, l'energia viene rilasciata nella reazione protone-protone. entra nella fase di equilibrio e si colloca nella sequenza principale del diagramma Hertzsprung-Russell: una stella di grande massa ha una temperatura interna molto elevata ( T ≥ 3 × 10 7 K ), la produzione di energia è molto intensa, - nella sequenza principale occupa un posto sopra il Sole nella regione dei primi ( O…A, (F )); una stella di piccola massa ha una temperatura interna relativamente bassa ( T ≤ 1,5 × 10 7 K ), la produzione di energia non è così intensa, - nella sequenza principale occupa un posto vicino o sotto il Sole nella regione tardiva (( F), G, K, M).

Trascorre fino al 90% del tempo assegnato dalla natura alla sua esistenza nella sequenza principale. Il tempo che una stella trascorre nella fase della sequenza principale dipende anche dalla sua massa. Sì, con la messa M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O o B è nella fase della sequenza principale per circa 10 7 anni, mentre la nana rossa K 5 con massa M ≈ 0,5 × M ⊙ è nella fase della sequenza principale da circa 10 11 anni, cioè un tempo paragonabile all'età della Galassia. Le massicce stelle calde passano rapidamente alle fasi successive dell'evoluzione, le nane fredde si trovano nella fase della sequenza principale per tutta l'esistenza della Galassia. Si può presumere che le nane rosse siano il principale tipo di popolazione della Galassia.

Gigante rossa (supergigante).

La rapida combustione dell'idrogeno nelle regioni centrali delle stelle massicce porta alla comparsa di un nucleo di elio. Con una frazione della massa di idrogeno pari a diversi punti percentuali nel nucleo, la reazione del carbonio di conversione dell'idrogeno in elio si interrompe quasi completamente. Il nucleo si contrae, provocando un aumento della sua temperatura. Come risultato del riscaldamento causato dalla compressione gravitazionale del nucleo di elio, l'idrogeno "si accende" e il rilascio di energia inizia in uno strato sottile situato tra il nucleo e il guscio esteso della stella. Il guscio si espande, il raggio della stella aumenta, la temperatura effettiva diminuisce e aumenta. "lascia" la sequenza principale e passa allo stadio successivo dell'evoluzione - allo stadio di una gigante rossa o, se la massa della stella M > 10 × M ⊙ , nello stadio di supergigante rossa.

Con l’aumento della temperatura e della densità, l’elio inizia a “bruciare” nel nucleo. A T ~ 2 × 10 8 K e r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm 3 inizia una reazione termonucleare, chiamata reazione ternaria UN -processo: di tre UN -particelle (nuclei di elio 4 Lui ) si forma un nucleo stabile di carbonio 12C. Alla massa del nucleo della stella M< 1,4 × M ⊙ тройной a -Il processo porta ad un rilascio di energia esplosiva - un brillamento di elio, che per una particolare stella può essere ripetuto più volte.

Nelle regioni centrali delle stelle massicce allo stadio gigante o supergigante, un aumento della temperatura porta alla formazione sequenziale di nuclei di carbonio, carbonio-ossigeno e ossigeno. Dopo che il carbonio si è esaurito, si verificano reazioni che portano alla formazione di elementi chimici più pesanti, possibilmente nuclei di ferro. Ulteriore evoluzione una stella massiccia può portare all'espulsione del guscio, allo scoppio di una stella come nova o, con la successiva formazione di oggetti che rappresentano lo stadio finale dell'evoluzione delle stelle: una nana bianca, una stella di neutroni o un buco nero.

Lo stadio finale dell'evoluzione è lo stadio dell'evoluzione di tutte le stelle normali dopo che queste stelle hanno esaurito il loro combustibile termonucleare; cessazione delle reazioni termonucleari come fonte di energia stellare; la transizione di una stella, a seconda della sua massa, allo stadio di nana bianca o buco nero.

Le nane bianche rappresentano l'ultimo stadio evolutivo di tutte le stelle normali con massa M< 3 ÷ 5 × M ⊙ dopo che questi avranno esaurito il loro combustibile termonucleare. Dopo aver superato lo stadio di gigante rossa (o subgigante), perde il guscio ed espone il nucleo che, raffreddandosi, diventa una nana bianca. Raggio piccolo (R b.k ~ 10 -2 × R ⊙ ) e di colore bianco o bianco-blu (T b.k ~ 10 4 K) determinò il nome di questa classe di oggetti astronomici. La massa di una nana bianca è sempre inferiore a 1,4×M⊙ - è stato dimostrato che non possono esistere nane bianche con grandi masse. Con una massa paragonabile alla massa del Sole e dimensioni paragonabili a quelle dei grandi pianeti del Sistema Solare, le nane bianche hanno un'enorme densità media: ρ b.k ~ 10 6 g/cm 3 , cioè un peso con un volume di 1 cm 3 di materia nana bianca pesa una tonnellata! Accelerazione di gravità sulla superficie g b.k ~ 10 8 cm/s 2 (confrontare con l'accelerazione sulla superficie terrestre - g ≈980 cm/s2). Con un tale carico gravitazionale sulle regioni interne della stella, lo stato di equilibrio della nana bianca è mantenuto dalla pressione del gas degenere (principalmente gas di elettroni degenere, poiché il contributo della componente ionica è piccolo). Ricordiamo che un gas in cui non esiste una distribuzione maxwelliana della velocità delle particelle è detto degenere. In un tale gas, a determinati valori di temperatura e densità, il numero di particelle (elettroni) aventi una velocità compresa tra v = 0 e v = v max sarà lo stesso. vmax è determinato dalla densità e dalla temperatura del gas. Con una nana bianca di massa M b.k > 1,4 × M ⊙ la velocità massima degli elettroni nel gas è paragonabile alla velocità della luce, il gas degenere diventa relativistico e la sua pressione non riesce più a sopportare la compressione gravitazionale. Il raggio della nana tende a zero: "collassa" in un punto.

Le atmosfere sottili e calde delle nane bianche sono costituite da idrogeno, praticamente senza altri elementi rilevabili nell'atmosfera; o dall'elio, mentre l'idrogeno nell'atmosfera è centinaia di migliaia di volte inferiore a quello delle atmosfere delle stelle normali. Secondo il tipo di spettro, le nane bianche appartengono alle classi spettrali O, B, A, F. Per "distinguere" le nane bianche dalle stelle normali, la lettera D viene posta davanti alla designazione (DOVII, DBVII, ecc. D è la prima lettera dentro parola inglese Degenerato - degenerato). La fonte di radiazione di una nana bianca è la riserva di energia termica che la nana bianca ha ricevuto come nucleo della stella madre. Molte nane bianche hanno ereditato dai loro genitori un forte campo magnetico, la cui intensità H ~ 10 8 E. Si ritiene che il numero di nane bianche sia circa il 10% del numero totale di stelle nella Galassia.

Nella fig. 15 mostra una fotografia di Sirio, la stella più luminosa del cielo (α Canis Maggiore; M v = -1 m.46; classe A1V). Il disco visibile nell'immagine è una conseguenza dell'irradiazione fotografica e della diffrazione della luce sull'obiettivo del telescopio, cioè il disco della stella stesso non viene risolto nella fotografia. I raggi provenienti dal disco fotografico di Sirio sono tracce di distorsione del fronte d'onda del flusso luminoso sugli elementi dell'ottica del telescopio. Sirio si trova a una distanza di 2,64 dal Sole, la luce di Sirio impiega 8,6 anni per raggiungere la Terra - quindi è una delle stelle più vicine al Sole. Sirio è 2,2 volte più massiccio del Sole; è M v = +1 m .43, cioè il nostro vicino emette 23 volte più energia del Sole.

Figura 15.

L'unicità della fotografia sta nel fatto che, insieme all'immagine di Sirio, è stato possibile ottenere un'immagine del suo satellite: il satellite “brilla” con un punto luminoso a sinistra di Sirio. Sirio - telescopicamente: Sirio stesso è indicato con la lettera A e il suo satellite con la lettera B. La magnitudine apparente di Sirio è B m v = +8 m .43, cioè è quasi 10.000 volte più debole di Sirio A. La massa di Sirio B è quasi esattamente uguale alla massa del Sole, il raggio è circa 0,01 del raggio del Sole, la superficie La temperatura è di circa 12000K, ma Sirio B emette 400 volte meno del Sole. Sirio B è una tipica nana bianca. Inoltre, questa è la prima nana bianca, scoperta, tra l'altro, da Alfven Clarke nel 1862 durante l'osservazione visiva attraverso un telescopio.

Sirio A e Sirio B orbitano attorno ad uno spazio comune con un periodo di 50 anni; la distanza tra i componenti A e B è di sole 20 AU.

Secondo l'appropriata osservazione di V.M.Lipunov, “maturano” all'interno di stelle massicce (con una massa superiore a 10×M⊙ )". I nuclei delle stelle che si evolvono in una stella di neutroni hanno 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; dopo che le fonti delle reazioni termonucleari si sono prosciugate e il genitore ha espulso una parte significativa della materia in un bagliore, questi nuclei diventeranno oggetti indipendenti del mondo stellare, possedendo caratteristiche molto specifiche. La compressione del nucleo della stella madre si ferma ad una densità paragonabile alla densità nucleare (ρ n. h ~ 10 14 ÷ 10 15 g/cm 3). Con tale massa e densità, il raggio di nascita è solo 10 ed è composto da tre strati. Lo strato esterno (o crosta esterna) è formato da un reticolo cristallino di nuclei atomici di ferro ( Fe ) con una possibile piccola mescolanza di nuclei atomici di altri metalli; Lo spessore della crosta esterna è di soli 600 m circa con un raggio di 10 km. Sotto la crosta esterna c'è un'altra crosta dura interna composta da atomi di ferro ( Fe ), ma questi atomi sono eccessivamente arricchiti di neutroni. Lo spessore di questa corteccia≈ 2 km. La crosta interna confina con il nucleo di neutroni liquidi, i cui processi fisici sono determinati dalle notevoli proprietà del liquido di neutroni: superfluidità e, in presenza di elettroni e protoni liberi, superconduttività. È possibile che proprio al centro la sostanza contenga mesoni e iperoni.

Ruotano rapidamente attorno ad un asse, da una a centinaia di giri al secondo. Tale rotazione in presenza di un campo magnetico ( H ~ 10 13 ÷ 10 15 Oe) porta spesso all'effetto osservato della pulsazione della radiazione stellare in diverse gamme di onde elettromagnetiche. Abbiamo visto una di queste pulsar all'interno della Nebulosa del Granchio.

Numero totale la velocità di rotazione non è più sufficiente per l'espulsione delle particelle, quindi non può essere una radio pulsar. Tuttavia, è ancora grande e la stella di neutroni circostante, catturata dal campo magnetico, non può cadere, cioè non si verifica l'accrescimento della materia.

Accretore (pulsar a raggi X). La velocità di rotazione diminuisce a tal punto che ora non c'è più nulla che impedisca alla materia di cadere su una stella di neutroni del genere. Il plasma, cadendo, si muove lungo le linee del campo magnetico e colpisce una superficie solida nella regione dei poli, riscaldandosi fino a decine di milioni di gradi. La materia riscaldata a temperature così elevate brilla nella gamma dei raggi X. La regione in cui la materia in caduta interagisce con la superficie della stella è molto piccola, solo circa 100 metri. A causa della rotazione della stella, questo punto caldo scompare periodicamente dalla vista, cosa che l'osservatore percepisce come pulsazioni. Tali oggetti sono chiamati pulsar a raggi X.

Georotatore. La velocità di rotazione di tali stelle di neutroni è bassa e non impedisce l'accrescimento. Ma la dimensione della magnetosfera è tale che il plasma viene fermato dal campo magnetico prima di essere catturato dalla gravità.

Se è un componente di un sistema binario chiuso, allora la materia viene “pompata” dalla stella normale (il secondo componente) alla stella di neutroni. La massa può superare quella critica (M > 3×M⊙ ), allora la stabilità gravitazionale della stella viene violata, nulla può resistere alla compressione gravitazionale, e “va” sotto il suo raggio gravitazionale

r g = 2 × G × M/c 2 , (40)

trasformandosi in un “buco nero”. Nella formula data per r g: M è la massa della stella, c è la velocità della luce, G è la costante gravitazionale.

Un buco nero è un oggetto il cui campo gravitazionale è così forte che né una particella, né un fotone, né alcun corpo materiale possono raggiungere la seconda velocità cosmica e fuggire nello spazio.

Un buco nero è un oggetto singolare, nel senso che la natura dei processi fisici al suo interno non è ancora accessibile alla descrizione teorica. L'esistenza dei buchi neri deriva da considerazioni teoriche, in realtà possono essere localizzati nelle regioni centrali di ammassi globulari, quasar, galassie giganti, compreso il centro della nostra galassia.

Ognuno di noi ha guardato il cielo stellato almeno una volta nella vita. Qualcuno ha guardato questa bellezza, provando sentimenti romantici, un altro ha cercato di capire da dove viene tutta questa bellezza. La vita nello spazio, a differenza della vita sul nostro pianeta, scorre a una velocità diversa. Il tempo nello spazio vive nelle sue proprie categorie; le distanze e le dimensioni nell'Universo sono colossali. Raramente pensiamo al fatto che l'evoluzione delle galassie e delle stelle avviene costantemente davanti ai nostri occhi. Ogni oggetto nel vasto spazio è il risultato di determinati processi fisici. Le galassie, le stelle e persino i pianeti hanno fasi principali di sviluppo.

Il nostro pianeta e noi tutti dipendiamo dalla nostra stella. Per quanto tempo il Sole ci delizierà con il suo calore, infondendo vita nel Sistema Solare? Cosa ci aspetta nel futuro dopo milioni e miliardi di anni? A questo proposito, è interessante saperne di più sulle fasi dell'evoluzione degli oggetti astronomici, da dove provengono le stelle e come finisce la vita di questi meravigliosi luminari nel cielo notturno.

Origine, nascita ed evoluzione delle stelle

L'evoluzione delle stelle e dei pianeti che popolano la nostra galassia, la Via Lattea e l'intero Universo, è stata, per la maggior parte, ben studiata. Nello spazio, le leggi della fisica sono irremovibili e aiutano a comprendere l'origine degli oggetti spaziali. In questo caso è consuetudine fare affidamento sulla teoria del Big Bang, che oggi è la dottrina dominante sul processo di origine dell'Universo. L'evento che ha scosso l'universo e ha portato alla formazione dell'universo è, per gli standard cosmici, fulmineo. Per il cosmo gli istanti passano dalla nascita di una stella alla sua morte. Le grandi distanze creano l'illusione della costanza dell'Universo. Una stella che brilla in lontananza brilla su di noi per miliardi di anni, momento in cui potrebbe non esistere più.

La teoria dell'evoluzione della galassia e delle stelle è uno sviluppo della teoria del Big Bang. La dottrina della nascita delle stelle e dell'emergere dei sistemi stellari si distingue per la portata di ciò che sta accadendo e per il periodo di tempo, che, a differenza dell'Universo nel suo insieme, può essere osservato con i moderni mezzi scientifici.

Quando studi il ciclo di vita delle stelle, puoi usare l'esempio della stella più vicina a noi. Il Sole è una delle centinaia di trilioni di stelle nel nostro campo visivo. Inoltre, la distanza dalla Terra al Sole (150 milioni di km) offre un'opportunità unica per studiare l'oggetto senza lasciare il sistema solare. Le informazioni ottenute permetteranno di comprendere in dettaglio come sono strutturate le altre stelle, quanto velocemente si esauriscono queste gigantesche fonti di calore, quali sono le fasi di sviluppo di una stella e quale sarà la fine di questa vita brillante, silenziosa e fioca. oppure frizzante, esplosivo.

Dopo il Big Bang, minuscole particelle formarono nubi interstellari, che divennero l’“ospedale di maternità” per trilioni di stelle. È caratteristico che tutte le stelle siano nate contemporaneamente come risultato della compressione e dell'espansione. La compressione nelle nubi del gas cosmico si è verificata sotto l'influenza della propria gravità e di processi simili nelle nuove stelle nelle vicinanze. L'espansione è avvenuta a causa della pressione interna del gas interstellare e sotto l'influenza dei campi magnetici all'interno della nube di gas. Allo stesso tempo, la nuvola ruotava liberamente attorno al suo centro di massa.

Le nubi di gas formatesi dopo l'esplosione sono costituite per il 98% da idrogeno atomico e molecolare ed elio. Solo il 2% di questo massiccio è costituito da polvere e particelle solide microscopiche. In precedenza si credeva che al centro di ogni stella si trovasse un nucleo di ferro, riscaldato ad una temperatura di un milione di gradi. Era questo aspetto a spiegare la massa gigantesca della stella.

Nell'opposizione delle forze fisiche prevalgono le forze di compressione, poiché la luce risultante dal rilascio di energia non penetra nella nube di gas. La luce, insieme a parte dell'energia rilasciata, si diffonde verso l'esterno, creando una temperatura inferiore allo zero e una zona di bassa pressione all'interno del denso accumulo di gas. Essendo in questo stato, il gas cosmico si contrae rapidamente, l'influenza delle forze di attrazione gravitazionale porta al fatto che le particelle iniziano a formare materia stellare. Quando una raccolta di gas è densa, l’intensa compressione provoca la formazione di un ammasso stellare. Quando la dimensione della nube di gas è piccola, la compressione porta alla formazione di un'unica stella.

Una breve descrizione di ciò che sta accadendo è che la futura stella attraversa due fasi: compressione rapida e lenta allo stato di una protostella. In un linguaggio semplice e comprensibile, la compressione rapida è la caduta della materia stellare verso il centro della protostella. La compressione lenta avviene sullo sfondo del centro formato della protostella. Nel corso delle successive centinaia di migliaia di anni, la nuova formazione si riduce di dimensioni e la sua densità aumenta milioni di volte. A poco a poco, la protostella diventa opaca a causa dell'elevata densità della materia stellare e la compressione continua innesca il meccanismo delle reazioni interne. Un aumento della pressione interna e della temperatura porta alla formazione del centro di gravità della futura stella.

La protostella rimane in questo stato per milioni di anni, cedendo lentamente calore e restringendosi gradualmente, diminuendo di dimensioni. Di conseguenza, emergono i contorni della nuova stella e la densità della sua materia diventa paragonabile alla densità dell'acqua.

In media, la densità della nostra stella è di 1,4 kg/cm3, quasi la stessa densità dell'acqua salata del Mar Morto. Al centro il Sole ha una densità di 100 kg/cm3. La materia stellare non è allo stato liquido, ma esiste sotto forma di plasma.

Sotto l'influenza di un'enorme pressione e di una temperatura di circa 100 milioni di K, iniziano le reazioni termonucleari del ciclo dell'idrogeno. La compressione cessa, la massa dell'oggetto aumenta quando l'energia gravitazionale si trasforma in combustione termonucleare dell'idrogeno. Da questo momento in poi la nuova stella, emettendo energia, inizia a perdere massa.

La versione sopra descritta della formazione stellare è solo un diagramma primitivo che descrive lo stadio iniziale dell'evoluzione e della nascita di una stella. Oggi tali processi nella nostra galassia e in tutto l'Universo sono praticamente invisibili a causa dell'intenso esaurimento del materiale stellare. Nell'intera storia cosciente delle osservazioni della nostra Galassia, sono state notate solo apparizioni isolate di nuove stelle. Sulla scala dell'Universo, questa cifra può essere aumentata centinaia e migliaia di volte.

Per gran parte della loro vita, le protostelle sono nascoste all'occhio umano da un guscio polveroso. La radiazione proveniente dal nucleo può essere osservata solo nell'infrarosso, che è l'unico modo per vedere la nascita di una stella. Ad esempio, nella Nebulosa di Orione nel 1967, gli astrofisici scoprirono una nuova stella nella gamma degli infrarossi, la cui temperatura di radiazione era di 700 gradi Kelvin. Successivamente, si è scoperto che il luogo di nascita delle protostelle sono fonti compatte che esistono non solo nella nostra galassia, ma anche in altri angoli remoti dell'Universo. Oltre alla radiazione infrarossa, i luoghi di nascita delle nuove stelle sono contrassegnati da intensi segnali radio.

Il processo di studio e l'evoluzione delle stelle

L'intero processo di conoscenza delle stelle può essere suddiviso in più fasi. All'inizio dovresti determinare la distanza dalla stella. Le informazioni su quanto è lontana la stella da noi e da quanto tempo proviene la luce danno un'idea di cosa è successo alla stella durante questo tempo. Dopo che l'uomo ha imparato a misurare la distanza delle stelle distanti, è diventato chiaro che le stelle sono gli stessi soli, solo di dimensioni diverse e con destini diversi. Conoscendo la distanza della stella, il livello di luce e la quantità di energia emessa è possibile tracciare il processo di fusione termonucleare della stella.

Dopo aver determinato la distanza dalla stella, puoi utilizzare l'analisi spettrale per calcolare la composizione chimica della stella e scoprirne la struttura e l'età. Grazie all'avvento dello spettrografo, gli scienziati hanno l'opportunità di studiare la natura della luce stellare. Questo dispositivo può determinare e misurare la composizione del gas della materia stellare che una stella possiede nelle diverse fasi della sua esistenza.

Studiando l'analisi spettrale dell'energia del Sole e di altre stelle, gli scienziati sono giunti alla conclusione che l'evoluzione delle stelle e dei pianeti ha radici comuni. Tutti i corpi cosmici hanno lo stesso tipo, una composizione chimica simile e hanno avuto origine dalla stessa materia, formatasi a seguito del Big Bang.

La materia stellare è costituita dagli stessi elementi chimici (anche ferro) del nostro pianeta. L'unica differenza sta nella quantità di alcuni elementi e nei processi che avvengono sul Sole e all'interno della solida superficie terrestre. Questo è ciò che distingue le stelle dagli altri oggetti nell'Universo. L'origine delle stelle va considerata anche nel contesto di un'altra disciplina fisica: la meccanica quantistica. Secondo questa teoria, la materia che determina la materia stellare è costituita da atomi e particelle elementari in continua divisione che creano il proprio microcosmo. In questa luce, la struttura, la composizione, la struttura e l'evoluzione delle stelle sono interessanti. Come si è scoperto, la maggior parte della massa della nostra stella e di molte altre stelle è costituita da soli due elementi: idrogeno ed elio. Un modello teorico che descrive la struttura delle stelle ci permetterà di comprenderne la struttura e la principale differenza rispetto ad altri oggetti spaziali.

La caratteristica principale è che molti oggetti nell'Universo hanno una certa dimensione e forma, mentre una stella può cambiare dimensione man mano che si sviluppa. Un gas caldo è una combinazione di atomi debolmente legati tra loro. Milioni di anni dopo la formazione di una stella, lo strato superficiale di materia stellare inizia a raffreddarsi. La stella emette la maggior parte della sua energia nello spazio, diminuendo o aumentando di dimensioni. Il calore e l'energia vengono trasferiti dall'interno della stella alla superficie, influenzando l'intensità della radiazione. In altre parole, la stessa stella in periodi diversi la sua esistenza sembra diversa. I processi termonucleari basati sulle reazioni del ciclo dell'idrogeno contribuiscono alla trasformazione degli atomi di idrogeno leggeri in elementi più pesanti: elio e carbonio. Secondo astrofisici e scienziati nucleari, tale reazione termonucleare è la più efficiente in termini di quantità di calore generato.

Perché la fusione termonucleare del nucleo non termina con l’esplosione di un simile reattore? Il fatto è che le forze del campo gravitazionale al suo interno possono trattenere la materia stellare all'interno di un volume stabilizzato. Da ciò possiamo trarre una conclusione inequivocabile: ogni stella è un corpo massiccio che mantiene le sue dimensioni grazie all'equilibrio tra le forze di gravità e l'energia delle reazioni termonucleari. Il risultato di questo modello naturale ideale è una fonte di calore che può funzionare a lungo. Si presume che le prime forme di vita sulla Terra siano apparse 3 miliardi di anni fa. Il sole in quei tempi lontani riscaldava il nostro pianeta proprio come fa adesso. Di conseguenza, la nostra stella è cambiata poco, nonostante la portata del calore emesso e dell'energia solare sia colossale: più di 3-4 milioni di tonnellate al secondo.

Non è difficile calcolare quanto peso abbia perso la nostra stella negli anni della sua esistenza. Questa sarà una cifra enorme, ma a causa della sua enorme massa e dell'elevata densità, tali perdite sulla scala dell'Universo sembrano insignificanti.

Fasi dell'evoluzione stellare

Il destino della stella dipende dalla massa iniziale della stella e dalla sua composizione chimica. Mentre le principali riserve di idrogeno sono concentrate nel nucleo, la stella rimane nella cosiddetta sequenza principale. Non appena si osserva una tendenza all'aumento delle dimensioni della stella, significa che la principale fonte di fusione termonucleare si è prosciugata. Il lungo percorso finale di trasformazione del corpo celeste è iniziato.

I luminari formati nell’Universo si dividono inizialmente nelle tre tipologie più comuni:

• stelle normali (nane gialle);
• stelle nane;
• stelle giganti.

Le stelle di piccola massa (nane) bruciano lentamente le loro riserve di idrogeno e vivono la loro vita abbastanza tranquillamente.

Queste stelle sono la maggioranza nell'Universo e la nostra stella, una nana gialla, è una di queste. Con l'inizio della vecchiaia, una nana gialla diventa una gigante rossa o supergigante.

Secondo la teoria dell'origine delle stelle, il processo di formazione stellare nell'Universo non è terminato. Le stelle più luminose della nostra galassia non sono solo le più grandi, rispetto al Sole, ma anche le più giovani. Gli astrofisici e gli astronomi chiamano queste stelle supergiganti blu. Alla fine subiranno lo stesso destino di trilioni di altre stelle. Prima c'è una nascita rapida, una vita brillante e ardente, dopo la quale arriva un periodo di lento decadimento. Le stelle delle dimensioni del Sole hanno un ciclo vitale lungo, essendo nella sequenza principale (nella sua parte centrale).

Utilizzando i dati sulla massa di una stella, possiamo ipotizzare il suo percorso evolutivo di sviluppo. Un chiaro esempio di questa teoria è l'evoluzione della nostra stella. Niente dura per sempre. Come risultato della fusione termonucleare, l'idrogeno viene convertito in elio, pertanto le sue riserve originali vengono consumate e ridotte. Un giorno, non molto presto, queste riserve finiranno. A giudicare dal fatto che il nostro Sole continua a splendere per più di 5 miliardi di anni, senza cambiare dimensione, età matura le stelle possono ancora durare all'incirca lo stesso periodo.

L'esaurimento delle riserve di idrogeno porterà al fatto che, sotto l'influenza della gravità, il nucleo del sole inizierà a ridursi rapidamente. La densità del nucleo diventerà molto elevata, a seguito della quale i processi termonucleari si sposteranno negli strati adiacenti al nucleo. Questo stato è chiamato collasso e può essere causato da reazioni termonucleari negli strati superiori della stella. A causa dell'alta pressione si innescano reazioni termonucleari che coinvolgono l'elio.

Le riserve di idrogeno ed elio in questa parte della stella dureranno per milioni di anni. Non passerà molto tempo prima che l'esaurimento delle riserve di idrogeno porti ad un aumento dell'intensità della radiazione, ad un aumento delle dimensioni del guscio e delle dimensioni della stella stessa. Di conseguenza, il nostro Sole diventerà molto grande. Se immagini questa immagine tra decine di miliardi di anni, invece di un disco luminoso e abbagliante, nel cielo sarà sospeso un disco rosso caldo di proporzioni gigantesche. Le giganti rosse sono una fase naturale nell'evoluzione di una stella, il suo stato di transizione nella categoria delle stelle variabili.

Come risultato di questa trasformazione, la distanza dalla Terra al Sole diminuirà, tanto che la Terra cadrà nella zona di influenza della corona solare e inizierà a “friggere” al suo interno. La temperatura sulla superficie del pianeta aumenterà di dieci volte, il che porterà alla scomparsa dell'atmosfera e all'evaporazione dell'acqua. Di conseguenza, il pianeta si trasformerà in un deserto roccioso senza vita.

Le fasi finali dell'evoluzione stellare

Dopo aver raggiunto la fase di gigante rossa, una stella normale diventa una nana bianca sotto l'influenza dei processi gravitazionali. Se la massa di una stella è approssimativamente uguale alla massa del nostro Sole, tutti i principali processi in essa contenuti avverranno con calma, senza impulsi o reazioni esplosive. La nana bianca morirà per molto tempo, bruciando al suolo.

Nei casi in cui la stella inizialmente avesse una massa maggiore di 1,4 volte quella del Sole, la nana bianca non sarà lo stadio finale. Con una grande massa all'interno della stella, i processi di compattazione della materia stellare iniziano a livello atomico e molecolare. I protoni si trasformano in neutroni, la densità della stella aumenta e le sue dimensioni diminuiscono rapidamente.

Le stelle di neutroni conosciute dalla scienza hanno un diametro di 10-15 km. Con dimensioni così piccole, una stella di neutroni ha una massa colossale. Un centimetro cubo di materia stellare può pesare miliardi di tonnellate.

Nel caso in cui inizialmente avessimo a che fare con una stella di massa elevata, lo stadio finale dell'evoluzione assume altre forme. Il destino di una stella massiccia è un buco nero, un oggetto dalla natura inesplorata e dal comportamento imprevedibile. L'enorme massa della stella contribuisce ad un aumento delle forze gravitazionali, determinando forze di compressione. Non è possibile mettere in pausa questo processo. La densità della materia aumenta fino a diventare infinita, formando uno spazio singolare (teoria della relatività di Einstein). Il raggio di una stella del genere alla fine diventerà zero, diventando un buco nero nello spazio. Ci sarebbero molti più buchi neri se le stelle massicce e supermassicce occupassero la maggior parte dello spazio.

Va notato che quando una gigante rossa si trasforma in una stella di neutroni o in un buco nero, l'Universo può sperimentare un fenomeno unico: la nascita di un nuovo oggetto cosmico.

La nascita di una supernova è la fase finale più spettacolare nell'evoluzione delle stelle. Qui opera una legge naturale della natura: la cessazione dell'esistenza di un corpo dà origine a una nuova vita. Il periodo di un ciclo come la nascita di una supernova riguarda principalmente le stelle massicce. Le riserve esaurite di idrogeno portano all'inclusione di elio e carbonio nel processo di fusione termonucleare. Come risultato di questa reazione, la pressione aumenta nuovamente e al centro della stella si forma un nucleo di ferro. Sotto l'influenza di forti forze gravitazionali, il centro di massa si sposta nella parte centrale della stella. Il nucleo diventa così pesante che non è in grado di resistere alla propria gravità. Di conseguenza, inizia la rapida espansione del nucleo, che porta ad un'esplosione istantanea. La nascita di una supernova è un'esplosione, un'onda d'urto di forza mostruosa, un lampo luminoso nelle vaste distese dell'Universo.

Va notato che il nostro Sole non è una stella massiccia, quindi un destino simile non lo minaccia e il nostro pianeta non dovrebbe aver paura di una simile fine. Nella maggior parte dei casi, le esplosioni di supernova si verificano in galassie distanti, motivo per cui vengono rilevate raramente.

Finalmente

L'evoluzione delle stelle è un processo che si estende per decine di miliardi di anni. La nostra idea dei processi in atto è solo un modello matematico e fisico, una teoria. Il tempo terrestre è solo un momento nell'enorme ciclo temporale in cui vive il nostro Universo. Possiamo solo osservare cosa è successo miliardi di anni fa e immaginare cosa potrebbero affrontare le generazioni successive di terrestri.

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L'Universo è un macrocosmo in continua evoluzione, dove ogni oggetto, sostanza o materia è in uno stato di trasformazione e cambiamento. Questi processi durano miliardi di anni. Rispetto alla durata della vita umana, questo periodo di tempo incomprensibile è enorme. Su scala cosmica, questi cambiamenti sono piuttosto fugaci. Le stelle che ora vediamo nel cielo notturno erano le stesse migliaia di anni fa, quando i faraoni egiziani potevano vederle, ma in realtà per tutto questo tempo il cambiamento nelle caratteristiche fisiche dei corpi celesti non si è fermato per un secondo. Le stelle nascono, vivono e certamente invecchiano: l'evoluzione delle stelle procede come al solito.

La posizione delle stelle della costellazione dell'Orsa Maggiore in diversi periodi storici nell'intervallo 100.000 anni fa - il nostro tempo e dopo 100 mila anni

Interpretazione dell'evoluzione delle stelle dal punto di vista della persona media

Per la persona media, lo spazio sembra essere un mondo di calma e silenzio. L'Universo, infatti, è un gigantesco laboratorio fisico dove avvengono enormi trasformazioni, durante le quali cambiano la composizione chimica, le caratteristiche fisiche e la struttura delle stelle. La vita di una stella dura finché brilla ed emette calore. Tuttavia, uno stato così brillante non dura per sempre. Alla nascita luminosa segue un periodo di maturità stellare, che inevitabilmente si conclude con l'invecchiamento dell'astro e la sua morte.

Formazione di una protostella da una nube di gas e polvere 5-7 miliardi di anni fa

Tutte le nostre informazioni sulle stelle oggi rientrano nel quadro della scienza. La termodinamica ci dà una spiegazione dei processi di equilibrio idrostatico e termico in cui risiede la materia stellare. La fisica nucleare e quantistica ci permettono di comprendere il complesso processo di fusione nucleare che permette ad una stella di esistere, emettendo calore e donando luce allo spazio circostante. Alla nascita di una stella si forma l'equilibrio idrostatico e termico, mantenuto dalle proprie fonti energetiche. Al termine di una brillante carriera stellare, questo equilibrio viene interrotto. Inizia una serie di processi irreversibili, il cui risultato è la distruzione della stella o il collasso: un grandioso processo di morte istantanea e brillante del corpo celeste.

L'esplosione di una supernova è il finale luminoso della vita di una stella nata nei primi anni dell'Universo.

I cambiamenti nelle caratteristiche fisiche delle stelle sono dovuti alla loro massa. La velocità di evoluzione degli oggetti è influenzata dalla loro composizione chimica e, in una certa misura, dai parametri astrofisici esistenti: la velocità di rotazione e lo stato del campo magnetico. Non è possibile parlare esattamente di come tutto avvenga realmente a causa dell'enorme durata dei processi descritti. La velocità dell'evoluzione e gli stadi della trasformazione dipendono dal momento della nascita della stella e dalla sua posizione nell'Universo al momento della nascita.

L'evoluzione delle stelle da un punto di vista scientifico

Qualsiasi stella nasce da un grumo di gas interstellare freddo che, sotto l'influenza di forze gravitazionali esterne ed interne, viene compresso allo stato di una palla di gas. Il processo di compressione della sostanza gassosa non si ferma per un attimo, accompagnato da un colossale rilascio di energia termica. La temperatura della nuova formazione aumenta fino all'inizio della fusione termonucleare. Da questo momento la compressione della materia stellare cessa e viene raggiunto un equilibrio tra lo stato idrostatico e quello termico dell'oggetto. L'Universo è stato riempito con una nuova stella a tutti gli effetti.

Il principale combustibile stellare è l'atomo di idrogeno come risultato di una reazione termonucleare lanciata.

Nell'evoluzione delle stelle, le loro fonti di energia termica sono di fondamentale importanza. L'energia radiante e termica che fuoriesce nello spazio dalla superficie della stella viene reintegrata raffreddando gli strati interni del corpo celeste. Le reazioni termonucleari che si verificano costantemente e la compressione gravitazionale nelle viscere della stella compensano la perdita. Finché nelle viscere della stella c'è sufficiente combustibile nucleare, la stella brilla di luce intensa ed emette calore. Non appena il processo di fusione termonucleare rallenta o si arresta completamente, si attiva il meccanismo di compressione interna della stella per mantenere l'equilibrio termico e termodinamico. In questa fase l'oggetto emette già energia termica, visibile solo nella gamma degli infrarossi.

Sulla base dei processi descritti, possiamo concludere che l'evoluzione delle stelle rappresenta un cambiamento consistente nelle fonti di energia stellare. Nell'astrofisica moderna, i processi di trasformazione delle stelle possono essere organizzati secondo tre scale:

• cronologia nucleare;
• periodo termico della vita di una stella;
• segmento dinamico (finale) della vita di un luminare.

In ogni singolo caso vengono considerati i processi che determinano l'età della stella, le sue caratteristiche fisiche e il tipo di morte dell'oggetto. La cronologia nucleare è interessante purché l’oggetto sia alimentato dalle proprie fonti di calore ed emetta energia che è un prodotto delle reazioni nucleari. La durata di questa fase viene stimata determinando la quantità di idrogeno che verrà convertita in elio durante la fusione termonucleare. Maggiore è la massa della stella, maggiore è l'intensità delle reazioni nucleari e, di conseguenza, maggiore è la luminosità dell'oggetto.

Dimensioni e masse di varie stelle, dalla supergigante alla nana rossa

La scala temporale termica definisce lo stadio di evoluzione durante il quale una stella spende tutta la sua energia termica. Questo processo inizia dal momento in cui le ultime riserve di idrogeno vengono esaurite e le reazioni nucleari si fermano. Per mantenere l'equilibrio dell'oggetto, viene avviato un processo di compressione. La materia stellare cade verso il centro. In questo caso, l'energia cinetica viene convertita in energia termica, che viene spesa per mantenere il necessario equilibrio di temperatura all'interno della stella. Parte dell'energia fugge nello spazio.

Considerando il fatto che la luminosità delle stelle è determinata dalla loro massa, al momento della compressione di un oggetto, la sua luminosità nello spazio non cambia.

Una stella in viaggio verso la sequenza principale

La formazione stellare avviene secondo una scala temporale dinamica. Il gas stellare cade liberamente verso il centro, aumentando la densità e la pressione nelle viscere del futuro oggetto. Maggiore è la densità al centro della sfera di gas, maggiore è la temperatura all'interno dell'oggetto. Da questo momento in poi il calore diventa l'energia principale dell'astro. Maggiore è la densità e più alta la temperatura, maggiore è la pressione nelle profondità della futura stella. La caduta libera di molecole e atomi si ferma e il processo di compressione del gas stellare si ferma. Questo stato di un oggetto è solitamente chiamato protostella. L'oggetto è costituito per il 90% da idrogeno molecolare. Quando la temperatura raggiunge i 1800K l'idrogeno passa allo stato atomico. Durante il processo di decadimento, l'energia viene consumata e l'aumento della temperatura rallenta.

L'Universo è composto per il 75% da idrogeno molecolare, che durante la formazione delle protostelle si trasforma in idrogeno atomico, il combustibile nucleare di una stella

In questo stato la pressione all'interno della sfera di gas diminuisce, liberando così la forza di compressione. Questa sequenza viene ripetuta ogni volta che viene ionizzato prima tutto l'idrogeno e poi l'elio. Alla temperatura di 10⁵ K il gas è completamente ionizzato, la compressione della stella si interrompe e si verifica l'equilibrio idrostatico dell'oggetto. L'ulteriore evoluzione della stella avverrà secondo la scala temporale termica, molto più lenta e coerente.

Il raggio della protostella è diminuito da 100 UA dall'inizio della formazione. fino a ¼ a.u. L'oggetto si trova nel mezzo di una nube di gas. Come risultato dell'accrescimento di particelle provenienti dalle regioni esterne della nube di gas stellare, la massa della stella aumenterà costantemente. Di conseguenza, la temperatura all'interno dell'oggetto aumenterà, accompagnando il processo di convezione, il trasferimento di energia dagli strati interni della stella al suo bordo esterno. Successivamente, con l'aumentare della temperatura all'interno dell'astro, la convezione viene sostituita dal trasferimento radiativo, con spostamento verso la superficie della stella. In questo momento, la luminosità dell'oggetto aumenta rapidamente e aumenta anche la temperatura degli strati superficiali della sfera stellare.

Processi di convezione e trasferimento radiativo in una stella appena formata prima dell'inizio delle reazioni di fusione termonucleare

Ad esempio, per le stelle con massa identica a quella del nostro Sole, la compressione della nube protostellare avviene in poche centinaia di anni. Per quanto riguarda la fase finale della formazione dell'oggetto, la condensazione della materia stellare si protrae da milioni di anni. Il Sole si sta muovendo verso la sequenza principale abbastanza rapidamente e questo viaggio richiederà centinaia di milioni o miliardi di anni. In altre parole, maggiore è la massa della stella, più lungo è il periodo di tempo impiegato per la formazione di una stella a tutti gli effetti. Una stella con una massa di 15 M si muoverà lungo il percorso verso la sequenza principale per molto più tempo - circa 60 mila anni.

Fase della sequenza principale

Nonostante alcune reazioni di fusione termonucleare inizino a temperature più basse, la fase principale della combustione dell'idrogeno inizia ad una temperatura di 4 milioni di gradi. Da questo momento inizia la fase della sequenza principale. Entra in gioco una nuova forma di riproduzione dell'energia stellare: il nucleare. L'energia cinetica rilasciata durante la compressione di un oggetto passa in secondo piano. L'equilibrio raggiunto garantisce una vita lunga e tranquilla ad una stella che si trova nella fase iniziale della sequenza principale.

La fissione e il decadimento degli atomi di idrogeno durante una reazione termonucleare che avviene all'interno di una stella

Da questo momento in poi l'osservazione della vita di una stella è chiaramente legata alla fase della sequenza principale, che è una parte importante dell'evoluzione dei corpi celesti. È in questa fase che l'unica fonte di energia stellare è il risultato della combustione dell'idrogeno. L'oggetto è in uno stato di equilibrio. Man mano che il combustibile nucleare viene consumato, cambia solo la composizione chimica dell'oggetto. La permanenza del Sole nella fase della sequenza principale durerà circa 10 miliardi di anni. Questo è il tempo necessario affinché la nostra stella nativa esaurisca la sua intera riserva di idrogeno. Per quanto riguarda le stelle massicce, la loro evoluzione avviene più velocemente. Emettendo più energia, una stella massiccia rimane nella fase della sequenza principale solo per 10-20 milioni di anni.

Le stelle meno massicce bruciano nel cielo notturno molto più a lungo. Pertanto, una stella con una massa di 0,25 M rimarrà nella fase della sequenza principale per decine di miliardi di anni.

Diagramma di Hertzsprung-Russell che valuta la relazione tra lo spettro delle stelle e la loro luminosità. I punti sul diagramma sono le posizioni delle stelle conosciute. Le frecce indicano lo spostamento delle stelle dalla sequenza principale alle fasi gigante e nana bianca.

Per immaginare l'evoluzione delle stelle basta guardare il diagramma che caratterizza il percorso di un corpo celeste nella sequenza principale. La parte superiore del grafico appare meno satura di oggetti, poiché è qui che si concentrano le stelle massicce. Questa posizione è spiegata dal loro breve ciclo di vita. Delle stelle conosciute oggi, alcune hanno una massa di 70 M. Gli oggetti la cui massa supera il limite massimo di 100 M potrebbero non formarsi affatto.

I corpi celesti la cui massa è inferiore a 0,08 M ​​non hanno la possibilità di superare la massa critica necessaria per l'inizio della fusione termonucleare e rimangono freddi per tutta la vita. Le protostelle più piccole collassano e formano nane simili a pianeti.

Una nana bruna simile a un pianeta rispetto a una stella normale (il nostro Sole) e al pianeta Giove

In fondo alla sequenza si concentrano gli oggetti dominati da stelle con una massa pari alla massa del nostro Sole e leggermente superiore. Il confine immaginario tra la parte superiore e quella inferiore della sequenza principale sono oggetti la cui massa è – 1,5 M.

Stadi successivi dell'evoluzione stellare

Ciascuna delle opzioni per lo sviluppo dello stato di una stella è determinata dalla sua massa e dal periodo di tempo durante il quale avviene la trasformazione della materia stellare. Tuttavia, l’Universo è un meccanismo sfaccettato e complesso, quindi l’evoluzione delle stelle può prendere altre strade.

Quando si viaggia lungo la sequenza principale, una stella con una massa approssimativamente uguale alla massa del Sole ha tre opzioni di percorso principali:

1. vivi la tua vita con calma e riposa in pace nelle vaste distese dell'Universo;
2. entrare nella fase di gigante rossa e invecchiare lentamente;
3. diventare una nana bianca, esplodere come una supernova e diventare una stella di neutroni.

Possibili opzioni per l'evoluzione delle protostelle in base al tempo, alla composizione chimica degli oggetti e alla loro massa

Dopo la sequenza principale arriva la fase gigante. A questo punto, le riserve di idrogeno nelle viscere della stella sono completamente esaurite, la regione centrale dell'oggetto è un nucleo di elio e le reazioni termonucleari si spostano sulla superficie dell'oggetto. Sotto l'influenza della fusione termonucleare, il guscio si espande, ma la massa del nucleo di elio aumenta. Una stella normale si trasforma in una gigante rossa.

Fase gigante e sue caratteristiche

Nelle stelle di piccola massa, la densità del nucleo diventa colossale, trasformando la materia stellare in un gas relativistico degenerato. Se la massa della stella è leggermente superiore a 0,26 M, un aumento di pressione e temperatura porta all'inizio della sintesi dell'elio, che copre l'intera regione centrale dell'oggetto. Da questo momento in poi la temperatura della stella aumenta rapidamente. La caratteristica principale del processo è che il gas degenere non ha la capacità di espandersi. Sotto l'influenza dell'alta temperatura, aumenta solo la velocità di fissione dell'elio, che è accompagnata da una reazione esplosiva. In tali momenti possiamo osservare un lampo di elio. La luminosità dell'oggetto aumenta centinaia di volte, ma l'agonia della stella continua. La stella passa a un nuovo stato, dove tutti i processi termodinamici avvengono nel nucleo di elio e nel guscio esterno scaricato.

Struttura di una stella di sequenza principale di tipo solare e di una gigante rossa con un nucleo di elio isotermico e una zona di nucleosintesi stratificata

Questa condizione è temporanea e non stabile. La materia stellare è costantemente mescolata e una parte significativa di essa viene espulsa nello spazio circostante, formando una nebulosa planetaria. Al centro rimane un nucleo caldo, chiamato nana bianca.

Per le stelle di grande massa, i processi sopra elencati non sono così catastrofici. La combustione dell'elio è sostituita dalla reazione di fissione nucleare del carbonio e del silicio. Alla fine il nucleo stellare si trasformerà in ferro stellare. La fase gigante è determinata dalla massa della stella. Maggiore è la massa di un oggetto, minore è la temperatura al suo centro. Ciò chiaramente non è sufficiente per innescare la reazione di fissione nucleare del carbonio e di altri elementi.

Il destino di una nana bianca: una stella di neutroni o un buco nero

Una volta nello stato di nana bianca, l'oggetto si trova in uno stato estremamente instabile. Le reazioni nucleari interrotte portano ad un calo di pressione, il nucleo entra in uno stato di collasso. L'energia rilasciata in questo caso viene spesa per il decadimento del ferro in atomi di elio, che decade ulteriormente in protoni e neutroni. Il processo di corsa si sta sviluppando a un ritmo rapido. Il collasso di una stella caratterizza il segmento dinamico della scala e dura una frazione di secondo. La combustione dei residui di combustibile nucleare avviene in modo esplosivo, rilasciando una quantità colossale di energia in una frazione di secondo. Questo è abbastanza per far saltare in aria gli strati superiori dell'oggetto. Lo stadio finale di una nana bianca è l'esplosione di una supernova.

Il nucleo della stella inizia a collassare (a sinistra). Il collasso forma una stella di neutroni e crea un flusso di energia negli strati esterni della stella (al centro). Energia rilasciata quando gli strati esterni di una stella vengono liberati durante l'esplosione di una supernova (a destra).

Il restante nucleo superdenso sarà un ammasso di protoni ed elettroni, che si scontreranno tra loro per formare neutroni. L'Universo è stato riempito con un nuovo oggetto: una stella di neutroni. A causa dell'elevata densità, il nucleo degenera e il processo di collasso del nucleo si arresta. Se la massa della stella fosse sufficientemente grande, il collasso potrebbe continuare fino a quando la materia stellare rimanente non cadrà al centro dell'oggetto, formando un buco nero.

Spiegare la parte finale dell'evoluzione stellare

Per le stelle in equilibrio normale, i processi evolutivi descritti sono improbabili. Tuttavia, l’esistenza delle nane bianche e delle stelle di neutroni dimostra la reale esistenza di processi di compressione della materia stellare. Il piccolo numero di tali oggetti nell'Universo indica la transitorietà della loro esistenza. Lo stadio finale dell'evoluzione stellare può essere rappresentato come una catena sequenziale di due tipi:

• stella normale - gigante rossa - perdita degli strati esterni - nana bianca;
• stella massiccia – supergigante rossa – esplosione di supernova – stella di neutroni o buco nero – nulla.

Diagramma dell'evoluzione delle stelle. Opzioni per la continuazione della vita delle stelle al di fuori della sequenza principale.

È abbastanza difficile spiegare i processi in corso da un punto di vista scientifico. Gli scienziati nucleari concordano sul fatto che nel caso dello stadio finale dell'evoluzione stellare, abbiamo a che fare con l'affaticamento della materia. Come risultato di una prolungata influenza meccanica e termodinamica, la materia cambia le sue proprietà fisiche. L'affaticamento della materia stellare, impoverita dalle reazioni nucleari a lungo termine, può spiegare la comparsa di gas di elettroni degenerato, la sua successiva neutronizzazione e annichilazione. Se tutti i processi di cui sopra si verificano dall'inizio alla fine, la materia stellare cessa di essere una sostanza fisica: la stella scompare nello spazio, senza lasciare nulla dietro di sé.

Le bolle interstellari e le nubi di gas e polvere, che sono la culla delle stelle, non possono essere riempite solo dalle stelle scomparse ed esplose. L’Universo e le galassie sono in uno stato di equilibrio. C'è una perdita costante di massa, la densità dello spazio interstellare diminuisce in una parte dello spazio esterno. Di conseguenza, in un'altra parte dell'Universo, si creano le condizioni per la formazione di nuove stelle. In altre parole, lo schema funziona: se una certa quantità di materia andava perduta in un luogo, in un altro luogo dell'Universo la stessa quantità di materia appariva in una forma diversa.

Finalmente

Studiando l'evoluzione delle stelle arriviamo alla conclusione che l'Universo è una gigantesca soluzione rarefatta in cui parte della materia si trasforma in molecole di idrogeno, che sono il materiale da costruzione delle stelle. L'altra parte si dissolve nello spazio, scomparendo dalla sfera delle sensazioni materiali. Un buco nero in questo senso è il luogo di transizione di tutta la materia in antimateria. È abbastanza difficile comprendere appieno il significato di ciò che sta accadendo, soprattutto se, quando si studia l'evoluzione delle stelle, si fa affidamento solo sulle leggi della fisica nucleare, quantistica e della termodinamica. Nello studio di questo tema va inclusa la teoria della probabilità relativa, che tiene conto della curvatura dello spazio, permettendo la trasformazione di un'energia in un'altra, di uno stato in un altro.