Universul este un macrocosmos în continuă schimbare, unde fiecare obiect, substanță sau materie se află într-o stare de transformare și schimbare. Aceste procese durează miliarde de ani. În comparație cu durata vieții umane, această perioadă de timp de neînțeles este enormă. La scară cosmică, aceste schimbări sunt destul de trecătoare. Stelele pe care le vedem acum pe cerul nopții erau aceleași cu mii de ani în urmă, când faraonii egipteni le puteau vedea, dar de fapt, în tot acest timp schimbarea caracteristicilor fizice ale corpurilor cerești nu s-a oprit nici măcar o secundă. Stelele se nasc, trăiesc și cu siguranță îmbătrânesc - evoluția stelelor continuă ca de obicei.

Poziția stelelor constelației Ursa Major în diferite perioade istorice în intervalul de acum 100.000 de ani - timpul nostru și după 100 de mii de ani

Interpretarea evoluției stelelor din punctul de vedere al omului obișnuit

Pentru omul obișnuit, spațiul pare a fi o lume a calmului și a tăcerii. De fapt, Universul este un laborator fizic gigant în care au loc transformări enorme, în timpul cărora compoziția chimică, caracteristicile fizice și structura stelelor se schimbă. Viața unei stele durează atâta timp cât strălucește și degajă căldură. Cu toate acestea, o astfel de stare strălucitoare nu durează pentru totdeauna. Nașterea strălucitoare este urmată de o perioadă de maturitate stelară, care se încheie inevitabil cu îmbătrânirea corpului ceresc și moartea acestuia.

Formarea unei protostele dintr-un nor de gaz și praf acum 5-7 miliarde de ani

Toate informațiile noastre despre stele de astăzi se încadrează în cadrul științei. Termodinamica ne oferă o explicație a proceselor de echilibru hidrostatic și termic în care se află materia stelară. Fizica nucleară și cuantică ne permit să înțelegem procesul complex de fuziune nucleară care permite existența unei stele, emițând căldură și dând lumină spațiului înconjurător. La nașterea unei stele se formează echilibrul hidrostatic și termic, menținut de propriile surse de energie. La sfârșitul unei cariere sclipitoare, acest echilibru este perturbat. Începe o serie de procese ireversibile, al căror rezultat este distrugerea stelei sau prăbușirea - un proces grandios de moarte instantanee și strălucitoare a corpului ceresc.

O explozie de supernovă este un final strălucitor al vieții unei stele născute în primii ani ai Universului.

Modificările în caracteristicile fizice ale stelelor se datorează masei lor. Viteza de evoluție a obiectelor este influențată de compoziția lor chimică și, într-o oarecare măsură, de parametrii astrofizici existenți - viteza de rotație și starea câmpului magnetic. Nu se poate vorbi cu exactitate despre cum se întâmplă de fapt totul din cauza duratei enorme a proceselor descrise. Rata evoluției și etapele de transformare depind de momentul nașterii stelei și de localizarea acesteia în Univers la momentul nașterii.

Evoluția stelelor din punct de vedere științific

Orice stea se naște dintr-un pâlc de gaz interstelar rece, care, sub influența forțelor gravitaționale externe și interne, este comprimat în starea unei bile de gaz. Procesul de comprimare a substanței gazoase nu se oprește o clipă, însoțit de o eliberare colosală de energie termică. Temperatura noii formațiuni crește până când începe fuziunea termonucleară. Din acest moment, comprimarea materiei stelare se oprește și se ajunge la un echilibru între stările hidrostatice și termice ale obiectului. Universul a fost completat cu o nouă stea cu drepturi depline.

Principalul combustibil stelar este atomul de hidrogen ca rezultat al unei reacții termonucleare lansate.

În evoluția stelelor, sursele lor de energie termică au o importanță fundamentală. Energia radiantă și termică care scapă în spațiu de pe suprafața stelei este completată prin răcirea straturilor interioare ale corpului ceresc. Reacțiile termonucleare care apar în mod constant și compresia gravitațională în intestinele stelei compensează pierderea. Atâta timp cât există suficient combustibil nuclear în intestinele stelei, steaua strălucește cu lumină puternică și emite căldură. De îndată ce procesul de fuziune termonucleară încetinește sau se oprește complet, mecanismul de compresie internă a stelei este activat pentru a menține echilibrul termic și termodinamic. În această etapă, obiectul emite deja energie termică, care este vizibilă doar în domeniul infraroșu.

Pe baza proceselor descrise, putem concluziona că evoluția stelelor reprezintă o schimbare consistentă a surselor de energie stelară. În astrofizica modernă, procesele de transformare a stelelor pot fi aranjate în conformitate cu trei scări:

• cronologie nucleară;
• perioada termică a vieții unei stele;
• segment dinamic (final) al vieții unui luminar.

În fiecare caz individual, sunt luate în considerare procesele care determină vârsta stelei, caracteristicile sale fizice și tipul de moarte a obiectului. Cronologia nucleară este interesantă atâta timp cât obiectul este alimentat de propriile surse de căldură și emite energie care este un produs al reacțiilor nucleare. Durata acestei etape este estimată prin determinarea cantității de hidrogen care va fi transformată în heliu în timpul fuziunii termonucleare. Cu cât masa stelei este mai mare, cu atât este mai mare intensitatea reacțiilor nucleare și, în consecință, cu atât luminozitatea obiectului este mai mare.

Dimensiuni și mase ale diferitelor stele, de la o supergigantă la o pitică roșie

Scala de timp termic definește stadiul de evoluție în care o stea își cheltuiește toată energia termică. Acest proces începe din momentul în care ultimele rezerve de hidrogen sunt epuizate și reacțiile nucleare se opresc. Pentru a menține echilibrul obiectului, este pornit un proces de compresie. Materia stelară cade spre centru. În acest caz, energia cinetică este convertită în energie termică, care este cheltuită pentru menținerea echilibrului termic necesar în interiorul stelei. O parte din energie scapă în spațiul cosmic.

Având în vedere faptul că luminozitatea stelelor este determinată de masa lor, în momentul comprimării unui obiect, luminozitatea acestuia în spațiu nu se modifică.

O stea în drum spre secvența principală

Formarea stelelor are loc în funcție de o scară de timp dinamică. Gazul stelar cade liber spre interior, spre centru, crescând densitatea și presiunea în intestinele viitorului obiect. Cu cât densitatea în centrul bilei de gaz este mai mare, cu atât temperatura în interiorul obiectului este mai mare. Din acest moment, căldura devine principala energie a corpului ceresc. Cu cât densitatea este mai mare și temperatura este mai mare, cu atât presiunea în adâncurile viitoarei stele este mai mare. Căderea liberă a moleculelor și atomilor se oprește, iar procesul de comprimare a gazului stelar se oprește. Această stare a unui obiect este de obicei numită protostea. Obiectul este 90% hidrogen molecular. Când temperatura atinge 1800K, hidrogenul trece în stare atomică. În timpul procesului de degradare, se consumă energie, iar creșterea temperaturii încetinește.

Universul este format din 75% hidrogen molecular, care în timpul formării protostelelor se transformă în hidrogen atomic - combustibilul nuclear al unei stele.

În această stare, presiunea din interiorul bilei de gaz scade, dând astfel libertate forței de compresie. Această secvență se repetă de fiecare dată când tot hidrogenul este ionizat mai întâi, iar apoi heliul este ionizat. La o temperatură de 10⁵ K, gazul este complet ionizat, comprimarea stelei se oprește și apare echilibrul hidrostatic al obiectului. Evoluția ulterioară a stelei se va produce în conformitate cu scara de timp termică, mult mai lentă și mai consistentă.

Raza protostelei a scăzut de la 100 UA de la începutul formării. până la ¼ u.a. Obiectul se află în mijlocul unui nor de gaz. Ca urmare a acumulării de particule din regiunile exterioare ale norului de gaz stelar, masa stelei va crește constant. În consecință, temperatura din interiorul obiectului va crește, însoțind procesul de convecție - transferul de energie din straturile interioare ale stelei către marginea sa exterioară. Ulterior, odată cu creșterea temperaturii în interiorul corpului ceresc, convecția este înlocuită de transfer radiativ, deplasându-se spre suprafața stelei. În acest moment, luminozitatea obiectului crește rapid, iar temperatura straturilor de suprafață ale bilei stelare crește și ea.

Procese de convecție și transfer radiativ într-o stea nou formată înainte de debutul reacțiilor de fuziune termonucleară

De exemplu, pentru stelele cu o masă identică cu masa Soarelui nostru, compresia norului protostelar are loc în doar câteva sute de ani. În ceea ce privește stadiul final al formării obiectului, condensarea materiei stelare se întinde de milioane de ani. Soarele se îndreaptă spre secvența principală destul de repede, iar această călătorie va dura sute de milioane sau miliarde de ani. Cu alte cuvinte, cu cât masa stelei este mai mare, cu atât este mai lungă perioada de timp petrecută pentru formarea unei stele cu drepturi depline. O stea cu o masă de 15M se va deplasa pe calea către secvența principală pentru mult mai mult timp - aproximativ 60 de mii de ani.

Faza secvenței principale

În ciuda faptului că unele reacții de fuziune termonucleară încep la temperaturi mai scăzute, faza principală a arderii hidrogenului începe la o temperatură de 4 milioane de grade. Din acest moment începe faza secvenței principale. Intră în joc o nouă formă de reproducere a energiei stelare - nucleară. Energia cinetică eliberată în timpul comprimării unui obiect dispare în fundal. Echilibrul atins asigură o viață lungă și liniștită pentru o stea care se află în faza inițială a secvenței principale.

Fisiunea și dezintegrarea atomilor de hidrogen în timpul unei reacții termonucleare care are loc în interiorul unei stele

Din acest moment, observarea vieții unei stele este în mod clar legată de faza secvenței principale, care este o parte importantă a evoluției corpurilor cerești. În acest stadiu, singura sursă de energie stelară este rezultatul arderii hidrogenului. Obiectul este într-o stare de echilibru. Pe măsură ce se consumă combustibil nuclear, se modifică doar compoziția chimică a obiectului. Starea Soarelui în faza secvenței principale va dura aproximativ 10 miliarde de ani. Acesta este cât timp va dura până când steaua noastră natală își va folosi întreaga cantitate de hidrogen. În ceea ce privește stelele masive, evoluția lor are loc mai rapid. Emițând mai multă energie, o stea masivă rămâne în faza secvenței principale doar 10-20 de milioane de ani.

Stele mai puțin masive ard pe cerul nopții mult mai mult timp. Astfel, o stea cu masa de 0,25 M va rămâne în faza secvenței principale timp de zeci de miliarde de ani.

Diagrama Hertzsprung–Russell care evaluează relația dintre spectrul stelelor și luminozitatea lor. Punctele de pe diagramă sunt locațiile stelelor cunoscute. Săgețile indică deplasarea stelelor din secvența principală în fazele pitice gigantice și albe.

Pentru a vă imagina evoluția stelelor, priviți doar diagrama care caracterizează traseul unui corp ceresc în secvența principală. Partea superioară a graficului pare mai puțin saturată de obiecte, deoarece aici sunt concentrate stelele masive. Această locație se explică prin ciclul lor scurt de viață. Dintre stelele cunoscute astăzi, unele au o masă de 70M. Obiectele a căror masă depășește limita superioară de 100M pot să nu se formeze deloc.

Corpurile cerești a căror masă este mai mică de 0,08 M ​​nu au posibilitatea de a depăși masa critică necesară pentru declanșarea fuziunii termonucleare și rămân reci pe tot parcursul vieții. Cele mai mici protostele se prăbușesc și formează pitici asemănătoare planetelor.

O pitică maro asemănătoare unei planete în comparație cu o stea normală (Soarele nostru) și planeta Jupiter

În partea de jos a secvenței se află obiecte concentrate dominate de stele cu o masă egală cu masa Soarelui nostru și puțin mai mult. Limita imaginară dintre părțile superioare și inferioare ale secvenței principale sunt obiecte a căror masă este – 1,5M.

Etapele ulterioare ale evoluției stelare

Fiecare dintre opțiunile de dezvoltare a stării unei stele este determinată de masa acesteia și de durata de timp în care are loc transformarea materiei stelare. Cu toate acestea, Universul este un mecanism multifațetat și complex, astfel încât evoluția stelelor poate lua alte căi.

Când călătorește de-a lungul secvenței principale, o stea cu o masă aproximativ egală cu masa Soarelui are trei opțiuni principale de traseu:

1. trăiește-ți viața calm și odihnește-te liniștit în vastele întinderi ale Universului;
2. intră în faza gigant roșu și îmbătrânește încet;
3. deveniți o pitică albă, explodează ca o supernovă și deveniți o stea neutronică.

Opțiuni posibile pentru evoluția protostelelor în funcție de timp, compoziția chimică a obiectelor și masa lor

După secvența principală, începe faza gigant. Până în acest moment, rezervele de hidrogen din intestinele stelei sunt complet epuizate, regiunea centrală a obiectului este un miez de heliu, iar reacțiile termonucleare se deplasează la suprafața obiectului. Sub influența fuziunii termonucleare, învelișul se extinde, dar masa miezului de heliu crește. O stea obișnuită se transformă într-o gigantă roșie.

Faza gigant și caracteristicile sale

În stelele cu masă mică, densitatea miezului devine colosală, transformând materia stelară într-un gaz relativist degenerat. Dacă masa stelei este puțin mai mare de 0,26 M, o creștere a presiunii și a temperaturii duce la începutul sintezei heliului, acoperind întreaga regiune centrală a obiectului. Din acest moment, temperatura stelei crește rapid. Caracteristica principală a procesului este că gazul degenerat nu are capacitatea de a se extinde. Sub influența temperaturii ridicate, crește doar rata de fisiune a heliului, care este însoțită de o reacție explozivă. În astfel de momente putem observa un fulger de heliu. Luminozitatea obiectului crește de sute de ori, dar agonia stelei continuă. Steaua trece la o nouă stare, în care toate procesele termodinamice au loc în miezul de heliu și în învelișul exterior descărcat.

Structura unei stele de secvență principală de tip solar și a unei gigante roșii cu un miez izoterm de heliu și o zonă de nucleosinteză stratificată

Această condiție este temporară și nu este stabilă. Materia stelară este amestecată în mod constant și o parte semnificativă a acesteia este aruncată în spațiul înconjurător, formând o nebuloasă planetară. Un nucleu fierbinte rămâne în centru, numit pitică albă.

Pentru stelele cu mase mari, procesele enumerate mai sus nu sunt atât de catastrofale. Arderea heliului este înlocuită de reacția de fisiune nucleară a carbonului și siliciului. În cele din urmă, miezul stelar se va transforma în fier stelar. Faza gigant este determinată de masa stelei. Cu cât masa unui obiect este mai mare, cu atât temperatura în centrul acestuia este mai mică. Acest lucru în mod clar nu este suficient pentru a declanșa reacția de fisiune nucleară a carbonului și a altor elemente.

Soarta unei pitici albe - o stea neutronică sau o gaură neagră

Odată ajuns în starea de pitică albă, obiectul se află într-o stare extrem de instabilă. Reacțiile nucleare oprite duc la o scădere a presiunii, miezul intră într-o stare de colaps. Energia eliberată în acest caz este cheltuită pentru descompunerea fierului în atomi de heliu, care se descompune în protoni și neutroni. Procesul de rulare se dezvoltă într-un ritm rapid. Prăbușirea unei stele caracterizează segmentul dinamic al scalei și durează o fracțiune de secundă în timp. Arderea reziduurilor de combustibil nuclear are loc exploziv, eliberând o cantitate colosală de energie într-o fracțiune de secundă. Acest lucru este suficient pentru a arunca în aer straturile superioare ale obiectului. Etapa finală a unei pitici albe este o explozie de supernovă.

Miezul stelei începe să se prăbușească (stânga). Colapsul formează o stea neutronică și creează un flux de energie în straturile exterioare ale stelei (centru). Energia eliberată atunci când straturile exterioare ale unei stele sunt vărsate în timpul exploziei unei supernove (dreapta).

Miezul superdens rămas va fi un grup de protoni și electroni, care se ciocnesc unul de altul pentru a forma neutroni. Universul a fost completat cu un nou obiect - o stea neutronică. Datorită densității mari, miezul devine degenerat, iar procesul de colaps al miezului se oprește. Dacă masa stelei ar fi suficient de mare, colapsul ar putea continua până când materia stelară rămasă a căzut în cele din urmă în centrul obiectului, formând o gaură neagră.

Explicarea părții finale a evoluției stelare

Pentru stelele de echilibru normal, procesele de evoluție descrise sunt puțin probabile. Cu toate acestea, existența piticelor albe și a stelelor neutronice demonstrează existența reală a proceselor de compresie a materiei stelare. Numărul mic de astfel de obiecte din Univers indică tranziția existenței lor. Etapa finală a evoluției stelare poate fi reprezentată ca un lanț secvenţial de două tipuri:

• stea normală - gigantă roșie - vărsarea straturilor exterioare - pitică albă;
• stea masivă – supergigantă roșie – explozie de supernovă – stea neutronică sau gaură neagră – neant.

Diagrama evoluției stelelor. Opțiuni pentru continuarea vieții stelelor în afara secvenței principale.

Este destul de dificil de explicat procesele aflate în desfășurare din punct de vedere științific. Oamenii de știință nucleari sunt de acord că, în cazul etapei finale a evoluției stelare, avem de-a face cu oboseala materiei. Ca urmare a influenței mecanice și termodinamice prelungite, materia își schimbă proprietățile fizice. Oboseala materiei stelare, epuizată de reacțiile nucleare pe termen lung, poate explica apariția gazului de electroni degenerați, neutronizarea și anihilarea ulterioară a acestuia. Dacă toate procesele de mai sus au loc de la început până la sfârșit, materia stelară încetează să mai fie o substanță fizică - steaua dispare în spațiu, fără a lăsa nimic în urmă.

Bulele interstelare și norii de gaz și praf, care sunt locul de naștere al stelelor, nu pot fi completate doar de stelele dispărute și care explodează. Universul și galaxiile sunt într-o stare de echilibru. Există o pierdere constantă de masă, densitatea spațiului interstelar scade într-o parte a spațiului cosmic. În consecință, într-o altă parte a Universului, sunt create condiții pentru formarea de noi stele. Cu alte cuvinte, schema funcționează: dacă o anumită cantitate de materie s-a pierdut într-un loc, în alt loc din Univers aceeași cantitate de materie a apărut într-o formă diferită.

In cele din urma

Studiind evoluția stelelor, ajungem la concluzia că Universul este o soluție gigantică rarefiată în care o parte din materie este transformată în molecule de hidrogen, care sunt materialul de construcție al stelelor. Cealaltă parte se dizolvă în spațiu, dispărând din sfera senzațiilor materiale. O gaură neagră în acest sens este locul de tranziție a întregului material în antimaterie. Este destul de dificil să înțelegi pe deplin sensul a ceea ce se întâmplă, mai ales dacă, atunci când studiezi evoluția stelelor, te bazezi doar pe legile nucleare, ale fizicii cuantice și ale termodinamicii. În studiul acestei probleme ar trebui inclusă teoria probabilității relative, care permite curbura spațiului, permițând transformarea unei energii în alta, a unei stări în alta.

Fuziunea termonucleară în interiorul stelelor

În acest moment, pentru stelele cu o masă mai mare de 0,8 mase solare, miezul devine transparent la radiații, iar transferul de energie radiativă în nucleu predomină, în timp ce învelișul din vârf rămâne convectiv. Nimeni nu știe cu siguranță cum ajung stelele cu masă mai mică în secvența principală, deoarece timpul petrecut de aceste stele în categoria tânără depășește vârsta Universului. Toate ideile noastre despre evoluția acestor stele se bazează pe calcule numerice.

Pe măsură ce steaua se contractă, presiunea gazului electron degenerat începe să crească, iar 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 costurile radiațiilor. Astfel de sub-stele se numesc pitice brune, iar soarta lor este compresia constantă până când presiunea gazului degenerat o oprește și apoi răcirea treptată odată cu oprirea tuturor reacțiilor nucleare.

Tinere vedete de masă intermediare

Stele tinere de masă intermediară (de la 2 la 8 ori masa Soarelui) evoluează calitativ exact 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. Stele Ae\Be Herbit cu variabile neregulate de tip spectral B-F5. Au și discuri cu jet bipolare. Viteza de scurgere, luminozitatea și temperatura efectivă sunt semnificativ mai mari decât pentru τ Taur, astfel încât ei încălzesc și dispersează eficient rămășițele norului protostelar.

Stele tinere cu o masă mai mare de 8 mase solare

De fapt, acestea sunt deja vedete normale. În timp ce masa miezului hidrostatic se acumula, steaua a reușit să sară prin toate etapele intermediare și să încălzească reacțiile nucleare în așa măsură încât au compensat pierderile datorate radiațiilor. Pentru aceste stele, fluxul de masă și luminozitate este atât de mare încât nu numai că oprește colapsul regiunilor exterioare rămase, dar le împinge înapoi. Astfel, masa stelei rezultate este vizibil mai mică decât masa norului protostelar. Cel mai probabil, aceasta explică absența în galaxia noastră a stelelor cu masa de peste 100-200 de ori mai mare decât masa Soarelui.

Ciclul mijlociu al unei stele

Printre stelele formate există o mare varietate de culori și dimensiuni. Ele variază în tipul spectral de la albastru fierbinte la roșu rece și 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” în secvența principală în funcție de compoziția lor chimică și de masă. Nu vorbim despre mișcarea fizică a stelei - doar despre poziția sa pe diagrama indicată, în funcție de parametrii stelei. Adică vorbim, de fapt, doar despre schimbarea parametrilor stelei.

Ceea ce se întâmplă în continuare depinde din nou de masa stelei.

Anii mai târziu și moartea stelelor

Stele vechi cu masă mică

Până în prezent, nu se știe cu certitudine ce se întâmplă cu stelele luminoase după ce aprovizionarea lor cu hidrogen este epuizată. Întrucât vârsta universului este de 13,7 miliarde de ani, ceea ce nu este suficient pentru a epuiza rezerva de combustibil cu hidrogen, teoriile moderne se bazează pe simulări computerizate ale proceselor care au loc în astfel de stele.

Unele stele pot fuziona heliul doar în anumite regiuni active, provocând instabilitate și vânturi solare puternice. În acest caz, formarea unei nebuloase planetare nu are loc, iar steaua doar se evaporă, devenind chiar mai mică decât o pitică maro.

Dar o stea cu o masă mai mică de 0,5 solară nu va putea niciodată să sintetizeze heliu chiar și după ce reacțiile care implică hidrogen încetează în miez. Învelișul lor stelar nu este suficient de masiv pentru a depăși presiunea generată de miez. Aceste stele includ pitice roșii (cum ar fi Proxima Centauri), care au fost pe secvența principală de sute de miliarde de ani. După încetarea reacțiilor termonucleare în miezul lor, aceștia, răcindu-se treptat, vor continua să emită slab în intervalele de infraroșu și microunde ale spectrului electromagnetic.

Stele de dimensiuni medii

Când o stea de mărime medie (de la 0,4 la 3,4 mase solare) ajunge în faza gigantului roșu, straturile sale exterioare continuă să se extindă, miezul se contractă, iar reacțiile încep să sintetizeze carbonul din heliu. Fuziunea eliberează multă energie, oferind vedetei o amânare temporară. Pentru o stea de dimensiuni similare cu Soarele, acest proces poate dura aproximativ un miliard de ani.

Modificările cantității de energie emisă fac ca steaua să treacă prin perioade de instabilitate, inclusiv modificări ale dimensiunii, temperaturii suprafeței și producției de energie. Ieșirea de energie se deplasează către radiații de joasă frecvență. Toate acestea sunt însoțite de creșterea pierderii de masă din cauza vântului solar puternic și a pulsațiilor intense. Stelele din această fază sunt numite stele de tip târziu, stele OH -IR sau stele asemănătoare Mira, în funcție de caracteristicile lor exacte. Gazul ejectat este relativ bogat în elemente grele produse în interiorul stelei, cum ar fi oxigenul și carbonul. Gazul formează o înveliș în expansiune și se răcește pe măsură ce se îndepărtează de stea, permițând formarea de particule și molecule de praf. Cu radiații infraroșii puternice de la steaua centrală, în astfel de cochilii se formează condiții ideale pentru activarea maserelor.

Reacțiile de ardere a heliului sunt foarte sensibile la temperatură. Uneori, acest lucru duce la o mare instabilitate. Au loc pulsații violente, care în cele din urmă conferă suficientă energie cinetică straturilor exterioare pentru a fi ejectate și a deveni o nebuloasă planetară. În centrul nebuloasei rămâne nucleul stelei care, pe măsură ce se răcește, se transformă într-o pitică albă de heliu, având de obicei o masă de până la 0,5-0,6 solar și un diametru de ordinul diametrului Pământului. .

Pitici albi

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

În stelele mai masive decât Soarele, presiunea electronilor degenerați nu poate conține compresia nucleului și continuă până când majoritatea particulelor sunt transformate în neutroni, împachetate atât de strâns încât dimensiunea stelei este măsurată în kilometri și este de 100. apă de milioane de ori mai densă. Un astfel de obiect se numește stea neutronică; echilibrul său este menținut prin presiunea materiei neutronice degenerate.

Stele supermasive

După ce straturile exterioare ale unei stele cu o masă mai mare de cinci mase solare s-au împrăștiat pentru a forma o supergigantă roșie, miezul începe să se comprime din cauza forțelor gravitaționale. Pe măsură ce compresia crește, temperatura și densitatea cresc și începe o nouă secvență de reacții termonucleare. În astfel de reacții, sunt sintetizate elemente grele, ceea ce limitează temporar colapsul nucleului.

În cele din urmă, pe măsură ce se formează elemente din ce în ce mai 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 este cel care are defectul de masă maximă, iar formarea nucleelor ​​mai grele este nefavorabilă. Prin urmare, atunci când nucleul de fier al unei stele atinge o anumită valoare, presiunea din el nu mai este capabilă să reziste forței colosale a gravitației și se produce prăbușirea imediată a nucleului odată cu neutronizarea materiei sale.

Ce se întâmplă în continuare nu este complet clar. Dar orice ar fi, provoacă o explozie de supernovă de o putere incredibilă în câteva secunde.

Explozia însoțitoare de neutrini provoacă o undă de șoc. Jeturi puternice de neutrini și un câmp magnetic rotativ împing în afară o mare parte din materialul acumulat de stele - așa-numitele elemente semințe, inclusiv fier și elemente mai ușoare. Materia care explodează este bombardată de neutroni emiși din nucleu, captându-i și creând astfel un set de elemente mai grele decât fierul, inclusiv radioactive, până la uraniu (și poate chiar californiu). Astfel, exploziile de supernove explică prezența unor elemente mai grele decât fierul în materia interstelară.

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

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

Stele neutronice

Se știe că în unele supernove, gravitația puternică în adâncurile supergigantului face ca electronii să cadă în nucleul atomic, unde se fuzionează cu protoni pentru a forma neutroni. Forțele electromagnetice care separă nucleele din apropiere dispar. Miezul stelei este acum o minge densă de nuclee atomice și neutroni individuali.

Astfel de stele, cunoscute sub numele de stele neutronice, sunt extrem de mici - nu mai mult de dimensiunea unui oraș mare - și au o densitate inimaginabil de mare. Perioada lor orbitală devine extrem de scurtă pe măsură ce dimensiunea stelei scade (datorită conservării momentului unghiular). Unii fac 600 de rotații pe secundă. Când axa care leagă polii magnetici nord și sud ai acestei stele care se rotește rapid îndreaptă către Pământ, un puls de radiație poate fi detectat care se repetă la intervale egale cu perioada orbitală a stelei. Astfel de stele neutronice au fost numite „pulsari” și au devenit primele stele cu neutroni care au fost descoperite.

Găuri negre

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

Existența găurilor negre a fost prezisă de teoria generală a relativității. Conform relativității generale, materia și informația nu pot părăsi o gaură neagră în nicio condiție. Cu toate acestea, mecanica cuantică face posibile excepții de la această regulă.

Rămân o serie de întrebări deschise. Principalul dintre ei: „Există găuri negre?” La urma urmei, 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 un eșec. Dar există încă speranță, deoarece unele obiecte nu pot fi explicate fără a implica acreția și acreția pe un obiect fără o suprafață solidă, dar acest lucru nu dovedește însăși existența găurilor negre.

Întrebările sunt și ele deschise: este posibil ca o stea să se prăbușească direct într-o gaură neagră, ocolind o supernova? Există supernove care mai târziu vor deveni găuri negre? Care este influența exactă a masei inițiale a unei stele asupra formării obiectelor la sfârșitul ciclului său de viață?

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

Capitolul 12 Evoluția stelelor

Capitolul 12 Evoluția stelelor

După cum sa subliniat deja în § 6, marea majoritate a stelelor își schimbă caracteristicile principale (luminozitate, rază) foarte lent. 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 încetineala schimbărilor nu înseamnă absența lor. Este vorba despre termeni evoluție, care pentru stele ar trebui să fie complet inevitabil. În forma sa cea mai generală, problema evoluției unei stele poate fi formulată după cum urmează. Să presupunem că există o stea cu o masă și o rază date. În plus, este cunoscută compoziția sa chimică inițială, care vom presupune că este constantă pe întregul volum al stelei. Apoi luminozitatea sa decurge din calculul modelului stelar. În timpul procesului de evoluție, compoziția chimică a unei stele trebuie să se schimbe inevitabil, deoarece din cauza reacțiilor termonucleare care îi mențin luminozitatea, conținutul de hidrogen scade ireversibil în timp. În plus, compoziția chimică a stelei nu va mai fi omogenă. Dacă în partea centrală procentul de hidrogen scade considerabil, atunci la periferie va rămâne practic neschimbat. Dar acest lucru înseamnă că, pe măsură ce steaua evoluează, asociată cu „epuizarea” combustibilului său nuclear, modelul stelar în sine și, prin urmare, structura sa, trebuie să se schimbe. Ar trebui de așteptat modificări ale luminozității, razei și temperaturii suprafeței. Ca o consecință a unor astfel de schimbări grave, steaua își va schimba treptat locul pe diagrama Hertzsprung-Russell. Ar trebui să vă imaginați că pe această diagramă va descrie o anumită traiectorie sau, așa cum se spune, „pistă”.

Problema evoluției stelare este, fără îndoială, una dintre cele mai fundamentale probleme ale astronomiei. În esență, întrebarea este cum se nasc, trăiesc, „îmbătrânesc” și mor stelele. Această problemă îi este dedicată această carte. Această problemă, prin însăși esența ei, este cuprinzătoare. Este rezolvată prin cercetări intenționate de către reprezentanți ai diferitelor ramuri ale astronomiei - observatori și teoreticieni. La urma urmei, atunci când studiem stelele, este imposibil să spunem imediat care dintre ele sunt înrudite genetic. În general, această problemă s-a dovedit a fi foarte dificilă și timp de câteva decenii a fost complet imposibil de rezolvat. Mai mult decât atât, 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 albaștri fierbinți la pitici roșii. Dar din moment ce există o relație „masă-luminozitate”, conform căreia masa stelelor situate de-a lungul secvența principală ar trebui să scadă continuu, cercetătorii menționați s-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 evolutive ale stelelor a devenit mai clară, deși detaliile individuale ale problemei sunt încă departe de a fi rezolvate. Un merit deosebit pentru înțelegerea procesului de evoluție stelară aparține astrofizicienilor teoreticieni, specialiștilor 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 discutată la sfârșitul primei părți a acestei cărți. Acolo, de fapt, nici măcar nu era vorba de stele, ci de protostaruri. Acestea din urmă, comprimate continuu sub influența gravitației, devin obiecte din ce în ce mai compacte. În același timp, temperatura din interiorul lor crește continuu (vezi formula (6.2)) până când atinge ordinul a câteva milioane de kelvin. La această temperatură, în regiunile centrale ale protostelelor, primele reacții termonucleare „se pornesc” pe nuclee ușoare (deuteriu, litiu, beriliu, bor), pentru care „bariera Coulomb” este relativ scăzută. Când au loc aceste reacții, compresia protostelei va încetini. Cu toate acestea, destul de repede nucleele ușoare se vor „arde”, deoarece abundența lor este mică, iar compresia protostelei va continua aproape cu aceeași viteză (vezi ecuația (3.6) din prima parte a cărții), protostea va „stabiliza”, adică se va opri din comprimare, numai după ce temperatura din partea centrală crește atât de mult încât reacțiile proton-proton sau carbon-azot „se pornesc”. Va lua o configurație de echilibru sub influența forțelor propriei gravitații și a diferenței de presiune a gazului, care se compensează aproape exact reciproc (vezi § 6). De fapt, din acest moment protostea devine o stea. Tânăra vedetă „se așează” undeva în secvența principală. Locația sa exactă pe secvența principală este determinată de valoarea masei inițiale a protostelei. Protostelele masive „stau” în partea superioară a acestei secvențe, protostelele cu o masă relativ mică (mai mică decât Soarele) „stau” în partea inferioară. Astfel, protostelele „intră” continuu în secvența principală pe toată lungimea sa, ca să spunem așa, într-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 de mirare că numărul de astfel de stele din Galaxie este mic. Prin urmare, nu sunt atât de ușor de observat, mai ales că locurile în care are loc formarea stelelor sunt de obicei scufundate în nori de praf care absorb lumină. Dar după ce se „înregistrează în zona lor constantă” pe secvența principală a diagramei Hertzsprung-Russell, situația se va schimba dramatic. Foarte mult timp ei vor rămâne pe această parte a diagramei, aproape fără a-și schimba proprietățile. Prin urmare, cea mai mare parte a stelelor este observată în secvența indicată.

Structura modelelor stelare, când s-a „așezat” relativ recent pe secvența principală, este determinată de modelul calculat în ipoteza că compoziția sa chimică este aceeași pe tot volumul („model omogen”; vezi Fig. 11.1, 11.2). Pe măsură ce hidrogenul „arde”, starea stelei se va schimba foarte lent, dar constant, drept urmare punctul care reprezintă steaua va descrie o anumită „urmă” pe diagrama Hertzsprung-Russell. Natura schimbării stării unei stele depinde în mod semnificativ dacă materia din interiorul ei este amestecată sau nu. În al doilea caz, așa cum am văzut pentru unele modele în paragraful anterior, în regiunea centrală a stelei abundența hidrogenului devine considerabil mai mică datorită reacțiilor nucleare decât la periferie. O astfel de stea poate fi descrisă doar de un model neomogen. Dar este posibilă și o altă cale de evoluție stelară: 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 de spus dinainte care dintre aceste posibilități se realizează în natură. Desigur, în zonele convective ale stelelor există întotdeauna un proces intens de amestecare a materiei, iar în cadrul acestor zone compoziția chimică trebuie să fie constantă. Dar pentru acele regiuni de stele în care domină transferul de energie prin radiație, amestecarea materiei este, de asemenea, destul de posibilă. La urma urmei, nu se poate exclude niciodată mișcările sistematice destul de lente ale unor mase mari de materie la viteze mici, care vor duce la amestecare. Astfel de mișcări pot apărea din cauza anumitor caracteristici ale rotației stelei.

Modelele calculate ale unei stele în care, la masă constantă, atât compoziția chimică, cât și măsura neomogenității se schimbă sistematic, formează așa-numita „secvență evolutivă”. Prin trasarea punctelor corespunzătoare diferitelor modele ale secvenței evolutive a unei stele pe diagrama Hertzsprung-Russell, se poate obține traseul său teoretic pe această diagramă. Se pare că, dacă evoluția unei stele ar fi însoțită de amestecarea completă a materiei sale, urmele ar fi îndreptate departe de secvența principală. stânga. Dimpotrivă, urmele evolutive teoretice pentru modelele neomogene (adică în absența amestecării complete) conduc întotdeauna steaua departe. dreapta din secvența principală. Care dintre cele două căi calculate teoretic ale evoluției stelare este corectă? După cum știți, criteriul adevărului este practica. În astronomie, practica este rezultatul observațiilor. Să ne uităm la diagrama Hertzsprung-Russell pentru clusterele stelare, prezentată în Fig. 1.6, 1.7 și 1.8. Nu vom găsi stele situate deasupra și stânga din secvența principală. Dar sunt o mulțime de stele pe dreapta din ea sunt giganți și subgiganți roșii. În consecință, putem considera astfel de stele ca părăsind secvența principală în procesul 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]. Faptul însuși al existenței giganților roșii înseamnă că evoluția stelelor, de regulă, nu este însoțită de amestecarea materiei pe întregul lor volum. Calculele arată că pe măsură ce o stea evoluează, dimensiunea și masa miezului său convectiv scade continuu [31].

Evident, succesiunea evolutivă a modelelor stelare în sine nu spune nimic despre ritm evolutie stelar. Scala de timp evolutivă poate fi obținută din analiza modificărilor compoziției chimice între diferiți membri ai secvenței evolutive a modelelor stelare. Este posibil să se determine un anumit conținut mediu de hidrogen într-o stea, „ponderat” cu volumul acesteia. Să notăm acest conținut mediu prin X. Apoi, evident, modificarea în timp a cantității X determină luminozitatea unei stele, deoarece este proporțională cu cantitatea de energie termonucleară eliberată în stea într-o secundă. Prin urmare, puteți scrie:

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

înseamnă o schimbare a valorii Xîntr-o secundă. Putem defini vârsta unei stele ca fiind perioada de timp care a trecut de la momentul în care s-a „așezat” pe secvența principală, adică reacțiile nucleare cu hidrogen au început în adâncurile sale. Dacă valoarea luminozității și conținutul mediu de hidrogen sunt cunoscute pentru diferiți membri ai secvenței evolutive X, atunci nu este dificil să folosiți ecuația (12.1) pentru a găsi vârsta oricărui model specific 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 stelei

definită ca integrală

Însumarea intervalelor de timp

12, obținem, evident, intervalul de timp

Trecut de la începutul evoluției stelei. Tocmai această împrejurare o exprimă formula (12.2).

În fig. Figura 12.1 prezintă urme evolutive calculate teoretic pentru stele relativ masive. Ei își încep evoluția la marginea inferioară a secvenței principale. Pe măsură ce hidrogenul se arde, astfel de stele se deplasează de-a lungul urmei lor în direcția generală peste secvența principală fără a depăși limitele ei (adică a rămâne în lățimea sa). Această etapă de evoluție, asociată cu prezența stelelor pe secvența principală, este cea mai lungă. Când conținutul de hidrogen din miezul unei astfel de stele se apropie de 1%, rata de evoluție se va accelera. Pentru a menține eliberarea de energie la nivelul necesar cu un conținut puternic scăzut de „combustibil” cu hidrogen, este necesară creșterea temperaturii de bază ca „compensare”. Și aici, ca în multe alte cazuri, steaua însăși își reglează structura (vezi § 6). O creștere a temperaturii centrale se realizează prin comprimare stele în ansamblu. Din acest motiv, urmele evolutive se întorc brusc spre stânga, adică temperatura de suprafață a stelei crește. Foarte curând, însă, contracția stelei se oprește, deoarece tot hidrogenul din miez se arde. Dar o nouă regiune de reacții nucleare „se pornește” - o înveliș subțire în jurul nucleului deja „mort” (deși foarte fierbinte). Pe măsură ce steaua evoluează în continuare, această înveliș se mișcă din ce în ce mai departe 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 același timp, straturile exterioare ale unei astfel de stele încep să se „umfle” rapid și foarte puternic. Aceasta înseamnă că, cu puțină schimbare a debitului, temperatura suprafeței scade semnificativ. Urma sa evolutivă se întoarce brusc spre dreapta, iar steaua capătă toate semnele unei supergigante roșii. Deoarece steaua se apropie de o astfel de stare destul de repede după ce compresia se oprește, aproape că nu există stele care să umple golul din diagrama Hertzsprung-Russell dintre secvența principală și ramura giganților și supergiganților. Acest lucru este clar vizibil în astfel de diagrame construite pentru clustere deschise (vezi Fig. 1.8). Soarta ulterioară a supergiganților roșii nu este încă bine înțeleasă. Vom reveni la această problemă importantă în paragraful următor. Încălzirea miezului poate avea loc până la temperaturi foarte ridicate, de ordinul a sute de milioane de kelvin. La astfel de temperaturi, reacția cu triplu heliu „se pornește” (vezi § 8). Energia eliberată în timpul acestei reacții oprește comprimarea ulterioară a nucleului. După aceasta, miezul se va extinde ușor, iar raza stelei va scădea. Steaua va deveni mai fierbinte și se va deplasa spre stânga pe diagrama Hertzsprung-Russell.

Evoluția se desfășoară oarecum diferit pentru stelele cu masă mai mică, de exemplu, M

1, 5M

Rețineți că evoluția stelelor a căror masă este mai mică decât masa Soarelui este, în general, nepotrivit de luat în considerare, deoarece timpul petrecut în cadrul secvenței principale depășește vârsta galaxiei. Această împrejurare face ca problema evoluției stelelor de masă mică să fie „neinteresantă” sau, mai bine spus, „irelevantă”. Remarcăm doar că stelele cu masă mică (mai puțin de

0, 3 solar) rămân complet „convective” chiar și atunci când sunt în secvența principală. Nu formează niciodată un nucleu „radiant”. Această tendință este clar vizibilă în cazul evoluției protostelelor (vezi § 5). Dacă masa acestuia din urmă este relativ mare, miezul radiativ se formează chiar înainte ca protostea „să se așeze” pe secvența principală. Și obiectele cu masă mică atât în ​​stadiul protostelar, cât și în cel stelar rămân complet convective. În astfel de stele, temperatura din centru nu este suficient de ridicată pentru ca ciclul proton-proton să funcționeze pe deplin. Se termină cu formarea izotopului 3 He, iar „normalul” 4 He nu se mai sintetizează. În 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 He. Prin urmare, ne putem 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 cu observații. Stelele cu o masă atât de mică sunt pitici roșii, a căror temperatură de suprafață este complet insuficientă pentru a excita liniile de heliu în regiunea optică. În principiu, totuși, în partea ultravioletă îndepărtată a spectrului, liniile de absorbție rezonante au putut fi observate prin metode de astronomie cu rachete. Cu toate acestea, slăbiciunea extremă a spectrului continuu exclude chiar și această posibilitate problematică. Trebuie remarcat, totuși, că o parte semnificativă, dacă nu cea mai mare parte, a piticilor roșii sunt clipind Stele de tip UV Ceti (vezi § 1). Însuși fenomenul erupțiilor care se repetă rapid în astfel de stele pitice reci este asociat, fără îndoială, cu convecția, care acoperă întregul lor volum. În timpul erupțiilor se observă linii de emisie. Poate că va fi posibil să observați liniile 3 Nu în astfel de stele? Dacă masa protostelei este mai mică de 0 , 08M

Atunci temperatura în adâncurile sale este atât de scăzută încât nicio reacție termonucleară nu poate opri compresia în etapa secvenței principale. Astfel de stele se vor micșora continuu până devin pitice albe (mai precis, pitice roșii degenerate). Să revenim, totuși, la evoluția stelelor mai masive.

În fig. Figura 12.2 prezintă traseul evolutiv al unei stele cu masa egală cu 5 M

Conform celor mai detaliate calcule efectuate folosind un calculator. Pe această pistă, numerele marchează etapele caracteristice ale evoluției stelei. Explicațiile din figură indică momentul în care se desfășoară fiecare etapă de evoluție. Vom sublinia aici doar că secțiunea 1-2 a traseului evolutiv corespunde secvenței principale, secțiunea 6-7 corespunde stadiului gigant roșu. O scădere interesantă a luminozității în regiunea 5-6 este asociată cu cheltuirea de energie pentru „umflarea” stelei. În fig. 12.3 sunt afișate urme similare calculate teoretic pentru stele de mase diferite. Numerele care marchează diferitele faze ale evoluției au aceeași semnificație ca în Fig. 12.2.

Dintr-o simplă examinare a pistelor evolutive descrise în Fig. 12.3, rezultă că stelele mai mult sau mai puțin masive părăsesc secvența principală într-un mod destul de „întortocheat”, formând o ramură gigantică pe diagrama Hertzsprung-Russell. Caracterizat printr-o creștere foarte rapidă a luminozității stelelor cu mase mai mici pe măsură ce evoluează către giganți roșii. Diferența în evoluția unor astfel de stele față de cele mai masive este că primele dezvoltă un nucleu foarte dens, degenerat. Un astfel de miez, datorită presiunii ridicate a gazului degenerat (vezi § 10), este capabil să „țină” greutatea straturilor stelei aflate deasupra. Cu greu se va micșora și, prin urmare, se va încălzi foarte mult. Prin urmare, dacă începe reacția „tripla” cu heliu, va fi mult mai târziu. Cu excepția condițiilor fizice, în regiunea din apropierea centrului structura unor astfel de stele va fi similară cu cea a celor mai masive. În consecință, evoluția lor după arderea hidrogenului în regiunea centrală va fi însoțită și de o „umflare” a învelișului exterior, care le va duce urmele către regiunea giganților roșii. Cu toate acestea, spre deosebire de supergiganții mai masivi, nucleele lor vor consta din gaz degenerat foarte dens (vezi diagrama din Fig. 11.4).

Poate cea mai remarcabilă realizare a teoriei evoluției stelare dezvoltată în această secțiune este explicația ei a tuturor caracteristicilor diagramei Hertzsprung-Russell pentru grupuri de stele. Descrierea acestor diagrame a fost deja dată în § 1. După cum sa menționat deja în acest paragraf, vârsta tuturor stelelor dintr-un anumit cluster ar trebui considerată aceeași. Compoziția chimică inițială a acestor stele ar trebui să fie, de asemenea, aceeași. La urma urmei, toate au fost formate din același agregat (deși destul de mare) al mediului interstelar - un complex gaz-praf. Diferitele clustere de stele trebuie să difere unele de altele în primul rând ca vârstă și, în plus, compoziția chimică inițială a clusterelor globulare trebuie să difere puternic de compoziția clusterelor deschise.

Liniile de-a lungul cărora stelele cluster sunt situate pe diagrama Hertzsprung-Russell nu înseamnă în niciun caz urmele lor evolutive. Aceste linii sunt locul punctelor de pe diagrama indicată unde au stelele cu mase diferite aceeași vârstă. Dacă vrem să comparăm teoria evoluției stelare cu rezultatele observațiilor, mai întâi trebuie să construim teoretic „linii de aceeași vârstă” pentru stele cu mase diferite și aceeași compoziție chimică. Vârsta unei stele în diferite stadii ale evoluției sale poate fi determinată folosind formula (12.3). În acest caz, este necesar să se utilizeze piste teoretice ale evoluției stelare, cum ar fi cele prezentate în Fig. 12.3. În fig. Figura 12.4 prezintă rezultatele calculelor pentru opt stele ale căror mase variază de la 5,6 la 2,5 mase solare. Urmele evolutive ale fiecăreia dintre aceste stele sunt marcate cu puncte ale poziției pe care stelele corespunzătoare o vor ocupa după o sută, două sute, patru sute opt sute de milioane de ani de evoluție din starea lor inițială la 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. Perioadele de timp calculate ale evoluției lor acoperă cel puțin 75% din „viața lor activă”, 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 de vârstă egală rezultată 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 cluster atrage involuntar atenția. În deplină concordanță cu principiul principal al teoriei evoluției, conform căruia stelele mai masive părăsesc secvența principală mai repede, diagrama din Fig. 12.5 indică clar că vârful acestei secvențe de stele din cluster se apleacă la dreapta. Locul din secvența principală în care stelele încep să se abate semnificativ de la el este cu cât „mai jos”, cu atât clusterul este mai vechi. Numai această circumstanță ne permite să comparăm în mod direct vârstele diferitelor grupuri de stele. În clusterele vechi, secvența principală se rupe în partea de sus undeva în jurul clasei spectrale A. În clusterele tinere, întreaga secvență principală este încă „intactă”, până la stelele fierbinți masive din clasa spectrală B. De exemplu, această situație este vizibil în diagrama pentru clusterul NGC 2264 (Fig. 1.6). Și într-adevăr, linia de aceeași vârstă calculată pentru acest cluster oferă o perioadă a evoluției sale de doar 10 milioane de ani. Astfel, acest grup s-a născut „în memoria” strămoșilor antici ai omului - Ramapithecus... Un grup de stele semnificativ mai vechi este Pleiadele, a cărui diagramă este prezentată în Fig. 1.4, are o vârstă foarte „medie” de aproximativ 100 de milioane de ani. Există încă stele din clasa spectrală B7 acolo. Dar clusterul 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 stele de clasa A.

Teoria evoluției stelare explică o altă caracteristică interesantă a diagramei Hertzsprung-Russell pentru clusterele „tinere”. Faptul este că intervalul de timp evolutiv pentru stelele pitice de masă mică este foarte lung. De exemplu, multe dintre ele, de peste 10 milioane de ani (perioada de evoluție a clusterului NGC 2264), nu au trecut încă prin stadiul de compresie gravitațională și, strict vorbind, nu sunt nici măcar 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 compresiei gravitaționale). Prin urmare, dacă într-un grup tânăr stelele pitice nu s-au „instalat” încă pe secvența principală, partea inferioară a acesteia din urmă se va afla într-un astfel de cluster deplasat spre dreapta, ceea ce se observă (vezi Fig. 1.6). Soarele nostru, așa cum am spus mai sus, în ciuda faptului că a „epuizat” deja o parte notabilă din „resursele sale de hidrogen”, nu a părăsit încă banda de secvență principală a diagramei Hertzsprung-Russell, deși a evoluat de aproximativ 5 miliarde de ani. Calculele arată că Soarele „tânăr”, care recent „s-a așezat” pe secvența principală, a emis cu 40% mai puțin decât acum, iar raza sa a fost cu doar 4% mai mică decât cea modernă, iar temperatura suprafeței era de 5200 K (acum 5700 K).

Teoria evoluției explică cu ușurință caracteristicile diagramei Hertzsprung-Russell pentru clusterele globulare. În primul rând, acestea sunt obiecte foarte vechi. Vârsta lor este doar puțin mai mică decât vârsta Galaxy. Acest lucru este clar din absența aproape completă a stelelor superioare din secvența principală din aceste diagrame. Partea inferioară a secvenței principale, așa cum sa menționat deja în § 1, este formată din subpitici. Din observațiile spectroscopice se știe că subpiticii sunt foarte săraci în elemente grele - pot fi de zeci de ori mai puține decât la piticii „obișnuiți”. Prin urmare, compoziția chimică inițială a clusterelor globulare a fost semnificativ diferită de compoziția materiei din care s-au format clustere deschise: erau prea puține elemente grele. În fig. Figura 12.6 prezintă urmele evolutive teoretice ale stelelor cu o masă de 1,2 solară (aceasta este aproape de masa unei stele care a evoluat peste 6 miliarde de ani), dar cu compoziții chimice inițiale diferite. Se vede clar că după ce steaua a „părăsit” secvența principală, luminozitatea pentru aceleași faze evolutive cu un conținut scăzut de metal va fi semnificativ mai mare. În același timp, temperaturile efective de suprafață ale unor astfel de stele vor fi mai ridicate.

În fig. Figura 12.7 prezintă urmele evolutive ale stelelor de masă mică cu conținut scăzut de elemente grele. Punctele de pe aceste curbe 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 se observă imediat coincidența completă a acestei linii cu linia de-a lungul căreia stelele acestui cluster „pleacă” din principalul secvenţă.

In poza prezentata. 1.8 diagrama arată, de asemenea, o ramură orizontală care se abate de la succesiunea de giganți la stânga. Aparent, corespunde stelelor în adâncimea cărora are loc o reacție „trilă” cu heliu (vezi § 8). Astfel, teoria evoluției stelare explică toate caracteristicile diagramei Hertzsprung-Russell pentru clusterele globulare până la „epocile antice” și abundența scăzută a elementelor grele [32].

Este foarte interesant faptul că clusterul Hyades are mai multe pitice albe, dar clusterul Pleiade nu. Ambele clustere sunt relativ aproape de noi, așa că această diferență interesantă dintre cele două clustere nu poate fi explicată prin „condiții de vizibilitate” diferite. Dar știm deja că piticele albe se formează în stadiul final al giganților roșii, ale căror mase sunt relativ mici. Prin urmare, evoluția completă a unui astfel de gigant necesită un timp considerabil - cel puțin un miliard de ani. Acest timp a „trecut” pentru clusterul Hiade, dar „nu a venit încă” pentru Pleiade. De aceea, primul cluster are deja un anumit număr de pitice albe, dar al doilea nu.

În fig. Figura 12.8 prezintă un rezumat schematic diagrama 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 stelare 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.