În trecutul îndepărtat, toate stelele universului erau un nor imens de gaz molecular. Acești nori trebuiau să trateze în mod constant gravitatea, care voiau să comprime fiecare până la punct. Ea a fost împiedicată numai de temperaturile și presiunea ridicată din interiorul norului.
Gravitatea a venit în ajutorul unui alt fenomen - o explozie a supernovei. Această explozie de o scară galactică, cum ar fi vântul "suflat" stelele nori în grămezi.
Din cauza exploziei, norul pierde o structură omogenă: o zonă se va concentra în mod inevitabil în sine mai multă masă decât în altele. Și acesta este exact ceea ce necesită gravitația pentru fericire. Gravitatea are o natură în lanț - o regiune mai masivă începe să atragă din ce în ce mai multă masă și, pe măsură ce masa crește, forța gravitației devine mai puternică și mai puternică. Site-ul însuși, de unde totul a început, se micșorează, scăzând în volum. În cele din urmă, gravitatea va câștiga o asemenea forță încât va atrage la sine tot ce era în vecinătate.
În acest stadiu, norul nostru este încă un cheag întunecat de materie. Dar ceva se întâmplă deja înăuntru. Temperatura și presiunea din interior cresc foarte repede. Zonele externe de gaze și praf, cum ar fi norii, acoperă lumina vizibilă, dar radiația infraroșie care emană din nucleu ne spune despre nașterea unei noi stele.
Masa unui astfel de nor este mult mai mare decât masa Soarelui - de la o mie la sute de mii de mase solare. Soarele nostru sa născut într-un nor similar undeva cu 4,5 miliarde de ani în urmă. Cele mai masive și mai strălucite stele mor foarte repede, așa că suntem foarte norocoși că Soarele este o stea relativ mică a clasei G - "piticul galben". De fapt, părerea că Soarele este o stea mică nu este în întregime adevărată. Este inclusă în 10% dintre cele mai mari stele din universul nostru, unde majoritatea absolută a stelelor este mai mică decât Soarele și face parte din clasele M și K. Acest "pitic galben" reprezintă 99,86% din masa totală a sistemului nostru solar.
Stele ca Soarele trăiesc mult timp, dar nu durează pentru totdeauna. Pentru a înțelege care este combustibilul Soarelui și cât de repede se va consuma, trebuie să ne amintim cea mai puternică forță din natură - o interacțiune puternică care păstrează nucleul atomilor împreună.
Viața unei vedete este fuziunea nucleară
Toate lucrurile vii de pe planeta noastră există din cauza energiei Soarelui. De mult timp a fost un mister absolut în care acest luminator generos are nevoie de energie. De exemplu, dacă Soarele consta în întregime din cărbune, ar fi dispărut pentru aproximativ 6000 de ani. Misterul sa rezolvat celebra formula lui Albert Einstein E = mc 2. Frumusetea acestei formule este că Einstein a fost capabil într-o formă simplă și concisă pentru a exprima ideea de bază non-evidentă: masa și energia - doar nume diferite ale aceleiași entități. Masa și energia sunt echivalente.
În centrul soarelui, condițiile sunt cu adevărat inferioare. Masa gigantică, sub influența propriei sale gravități, zdrobește nucleul cu o forță incredibilă (presiunea din nucleu este de 260 miliarde de ori mai puternică decât presiunea atmosferică de pe Pământ). Cu cât presiunea este mai puternică, cu atât este mai mare temperatura. Cu cât a devenit mai densă miezul soarelui, cu atât mai mult sa încălzit până a ajuns la o temperatură de 15.000 K (14.726 grade C). În condiții atât de severe, atomii de hidrogen își pierd electronii, iar miezul Soarelui se transformă într-o minge de plasmă roșie-fierbinte, o supă groasă de particule subatomice. După cum ne amintim, particulele încărcate la fel resping. Și, prin urmare, protonii încărcați pozitiv fac totul pentru a nu fi împreună.
Cu toate acestea, în miezul Soarelui se mișcă la o viteză atât de mare încât coliziunea se produce încă! Protonii de hidrogen sunt lăsați cu nimic altceva decât să se îmbine unul cu altul și, ca rezultat, să genereze o substanță nouă - un atom de heliu mai greu. Există un proton în atomul de hidrogen, iar doi în atomul de heliu, prin urmare, este mai greu. Masa unui atom este aproape complet determinată de protoni și neutroni.
Dar masa atomului de heliu este puțin mai mică decât masa a doi atomi de hidrogen. H + H> He + n. Unde a mers această masă? A fost transformată în energia cinetică eliberată în conformitate cu formula Einstein E = mc 2.
Să ilustrăm, pentru claritate, câtă energie este eliberată de un gram de materie.
E = mc2 = lg * (299,792,4458 m / s) 2 = 89,9 terajouli.
Dacă această cifră nu înseamnă nimic pentru dvs., voi încerca să dau un exemplu mai clar: când explodează o bombă nucleară, o cantitate comparabilă de energie este alocată! În fiecare secundă Soarele traduce 700 milioane de tone de hidrogen în 650 de milioane de tone de heliu. Lipsa a 50 de milioane de tone este transformată în energie. Este această energie care ne hrănește steaua galbenă.
Procesul, care are loc în fiecare secundă pe Soare, este egal cu explozia a 400 de miliarde de bombe nucleare.
Prin urmare, chiar și la o distanță de 150 de milioane de kilometri, soarele strălucește atât de strălucitor încât nu ne putem uita la el, dar simțim căldura lui.
Ce se întâmplă dacă soarele se stinge?
Într-o zi, combustibilul stelar, hidrogenul, se va termina sau, mai degrabă, sintetizat complet în heliu. Ce anume?
Stelele sunt întotdeauna în echilibru între două forțe constante opuse. Pe de o parte, forța cu care întreaga masă a stelei sub acțiunea gravitației tinde să comprime steaua într-un punct (forța F1). Și, pe de altă parte, forța generată de căldura fuziunii termonucleare, emanând de la motorul stelei - nucleul (forța F2). Datorită acestui fapt, Soarele nostru rămâne o formă constantă (rază).
Odată ce soarele arde tot hidrogenul din miezul (acest lucru are loc după aproximativ 5-7 miliarde de ani), nucleul acum constă din heliu începe să se contracte și să înceapă procesul de ardere a hidrogenului în straturile exterioare adiacente miezului.
Apoi, din creșterea presiunii și a temperaturii, procesul de fuziune nucleară a heliului va începe în centrul Soarelui. Energia va fi alocată mult mai mult și forța (F2) emisă de nucleu va crește. Soarele va începe să se extindă și va deveni în cele din urmă "gigantul roșu". Extinderea va absorbi cele mai apropiate planete - Mercur, Marte și eventual Pământul.
Perioada în care Soarele arde hidrogenul este numită secvența principală. În această etapă, vedetele petrec 90% din viețile lor.
După ce steaua a ieșit din secvența principală, totul se întâmplă foarte repede. În nucleul începe sinteza elementelor grele - de la simplu la complex. Heliul este sintetizat în carbon mai greu și apoi carbonul este sintetizat în oxigen chiar mai greu. Pentru Soarele nostru, aceasta înseamnă că sfârșitul este aproape, deoarece masa nu este suficientă pentru a continua sintetizarea elementelor care sunt mai grele decât oxigenul. După aceea, Soarele se va transforma într-un "Pititel Alb" - o stea în ultima etapă a vieții sale.
Cu toate acestea, în univers există și stele destul de masive (aproximativ, unul din 800), capabile să sintetizeze elementele mai grele ale mesei periodice până la fier, nichel și cobalt. Steaua are o structură de strat similar cu capul unei ceapă. Și începând cu miezul, în fiecare strat următor se sintetizează tot mai multe elemente de lumină.
Adevărul este unul "Dar", când o stea atinge o astfel de stare, sinteza ulterioară nu mai emite energie și are doar câteva ore să trăiască și poate chiar câteva secunde.
De ce se întâmplă acest lucru?
Cu cât elementul este mai greu, cu atât mai puțină energie este eliberată atunci când este sintetizată. Iar când vine vorba de sinteza fierului, eliberarea de energie se oprește cu totul. Pe miezul Soarelui, fierul acționează aproximativ la fel ca cenușa la foc. Dacă aruncăm buștenii în foc, se aprinde. Aruncați o mână de cenușă în foc și nu veți avea decât o cenușă fierbinte. Focul nu va arde.
Aceasta nu înseamnă că sinteza elementelor mai grele este imposibilă, la urma urmei, masa periodică are mai mult de o sută de elemente, iar fierul este doar elementul 26 al mesei. Crearea unor elemente mai grele decât fierul nu emite energie, ci mai degrabă absoarbe.
Aceste elemente eliberează energia din decăderea nucleelor, centralele noastre nucleare funcționează pe baza acestui principiu.
Energia energiei radiației (F2) care emană din interior scade brusc. Miezul stelei se dovedeste brusc ca este lipsit de aparare impotriva propriei sale mase. Forța cu care gravitatea zdrobește masa pe miezul de fier este enormă. Sub o presiune atât de nebună, electronii încep să "imprime" în protoni, formând neutroni. În acest caz, o cantitate imensă de energie este eliberată. Blițul, format ulterior, cu luminiscența lui, strălucește galaxiile. Suntem martori la un fulger supernova.
O astfel de eliberare de energie aruncă straturile exterioare ale stelei în ani lumină în jurul lor, creând simultan toate elementele cunoscute ale tabelului periodic. După o supernăvire, o stea neutronică (unul dintre cele mai dense obiecte din univers, o gaură neagră nereușită) sau o gaură neagră rămâne în locul ei.
Procesul de moarte stea este în același timp procesul de nucleare a tuturor elementelor sistemului periodic, cu excepția hidrogenului și a unei părți a heliului (care a existat de la nașterea universului). Așa cum a spus Karl Sagan: "Suntem praful de stele care a dus destinul în mâinile noastre". Și aceasta este o poveste fascinantă și umilitoare despre modul în care stelele au apărut, au trăit și au murit pentru a crea elementele din care suntem făcuți.
Articole similare
Trimiteți-le prietenilor: