Cum evoluția stelelor

Deoarece durata de viata a stelelor este atat de mare (pana la cateva zeci de miliarde de ani), astronomii nu au ocazia sa urmeze viata a cel putin unei stele de la inceput pana la sfarsit







Dar ei au ocazia de a observa stelele care se află în diferite stadii ale dezvoltării lor. Combinând datele obținute prin observarea diferitelor stele legate de vârstă, oamenii de știință au reușit să urmeze principalele etape ale vieții stelelor tipice.

Nașterea unei stele începe cu condensarea materiei în interiorul nebuloasei, care constă din praf și gaze (în principal hidrogen). Compactarea rezultată este comprimată treptat sub influența gravitației, diminuând dimensiunile. În timpul unei astfel de comprimări sau colaps, se eliberează o cantitate mare de energie, se încălzește praful și gazul și se provoacă stralucirea. Ca urmare, se naște un așa-zis protostar.

În centrul protostrului, sau cu alte cuvinte în miezul său, temperatura substanței și densitatea sunt maxime. Când temperatura atinge aproximativ 10.000.000 grade Celsius, reacțiile termonucleare încep să apară în gaz. Nucleul atomilor de hidrogen, care se conectează unul cu altul, sunt transformați în nuclei de atomi de heliu. Cu această sinteză, se eliberează o cantitate imensă de energie. În procesul de convecție, această energie începe să se miște în stratul de suprafață al protostarului și apoi începe să emită energie în spațiu sub formă de lumină și căldură. După începutul acestui proces, putem spune că protostarul sa transformat într-o adevărată stea.

Radiația care emană din miezul stelei, încălzește mediul gazos, creând o presiune îndreptată spre suprafața stelei, și acest lucru previne colapsul gravitațional. Ca urmare a acestor fenomene, steaua dobândește echilibru, adică obține o temperatură constantă a suprafeței, dimensiuni și cantitate de energie eliberată pentru aceasta. În această etapă de dezvoltare, astronomii numesc o astfel de stea stelele secvenței principale, indicând locul ei pe diagrama Hertzsprung-Rassall. Această diagramă exprimă relația dintre temperatura stelei și luminozitatea acesteia.

Protostarii, care au mase relativ mici, nu se încălzesc până la temperaturile necesare pentru inițierea reacțiilor termonucleare. Ca rezultat al compresiei, astfel de stele, ca regulă, se transformă în pitici roșii de culoare plictisitoare sau chiar în pitici mai maroși și mai blânzi. Prima stea maro pitic a fost descoperită abia în 1987.

Giants și pitici

Diametrul Soarelui nostru este de aproximativ 1.400.000 km, emite lumină galbenă și are o temperatură a suprafeței de aproximativ 6.000 de grade Celsius. Are o vârstă de 5 miliarde de ani și este inclusă în secvența principală de stele.







Aproximativ 10 miliarde de ani, combustibilul pe bază de hidrogen pe o astfel de stea, ca și Soarele nostru, se termină și în centrul său rămâne în esență heliu. Cu o lipsă de "combustibil", când nu există nimic de ars, intensitatea radiației direcționate din nucleu este deja insuficientă pentru a echilibra colapsul gravitațional al nucleului. Cu toate acestea, energia eliberată în același timp este încă suficientă pentru încălzirea materiei înconjurătoare. În cochilie începe sinteza nucleelor ​​de hidrogen cu eliberarea unei cantități mari de energie. Steaua începe să strălucească mai strălucitoare, dar acum lumina ei nu este galbenă, ci roșie. Simultan cu modificarea culorii radiației, mărimea stelei se schimbă și crește de zece ori. Acum, steaua este numită gigantul roșu.

Miezul gigantului roșu începe să se contracteze, iar temperatura crește peste 100.000.000 de grade Celsius. Aici, începe reacția nucleilor de heliu, transformând heliul în carbon. Datorită acestei reacții, steaua încă strălucește timp de 100 de milioane de ani. Când se termină heliul și reacția se estompează, gravitatea comprimă treptat ceea ce a mai rămas din stea, aproximativ la dimensiunea Pământului nostru. Energia eliberată este suficientă pentru a face ca steaua, numită acum un pitic alb, să continue să strălucească puternic pentru o vreme. Deoarece raportul de compresie într-un pitic alb este foarte mare, atunci densitatea substanței este foarte mare, iar greutatea substanței care se poate încadra într-o lingură poate ajunge la mii de tone.

Stele care depășesc masa noastră de Soare cu un factor de cinci, evoluează într-o oarecare măsură diferită decât cea mai apropiată stea de noi, iar cursul lor de viață este mult mai scurt. Temperatura suprafeței unor astfel de stele atinge 25 000 de grade Celsius și mai sus, această stea strălucește mult mai strălucitoare, dar nu și multă vreme. Perioada acestor stele în secvența principală este de aproximativ 100 de milioane de ani. Când steaua trece pe scena gigantului roșu, temperatura din miez ajunge la 600.000.000 grade Celsius sau mai mult. Nucleul reacționează la sinteza nucleilor de carbon. Carbonul începe să devină elemente mai grele, inclusiv fierul. Experimentând impactul energiei eliberate, starul începe să se extindă și devine de sute de ori mai mare decât dimensiunea originală. În această etapă a dezvoltării sale se numește deja un supergiant.

Contractant, supergigant formează nucleul unui corp ceresc cu un diametru de 10-20 km, dar densitatea materiei sale este atât de mare încât cantitatea de material care este plasat într-o linguriță, poate cântări 100 de milioane de tone! Acest corp ceresc este numit o stea neutronă, deoarece constă în principal din neutroni. Noua stea neutronică are o viteză mare de rotație și se distinge prin cel mai puternic magnetism. Ca urmare a acestor două fenomene, se creează un câmp electromagnetic foarte puternic, care emite atât unde radio, cât și alte tipuri de radiații. Se propagă sub formă de raze de la poli magnetice ale unei stele. Rushing trecut telescoapele noastre radio, acestea sunt percepute de noi ca flash-uri scurte, sau impulsuri, astfel încât aceste stele sunt numite pulsars.

Primul astfel de pulsar luminos a fost găsit în Nebuloasa de Crab, cu o frecvență de repetare a impulsului de 30 de ori pe secundă. Impulsurile altor pulsare se repetă și mai des. Deci, PIR (sursa pulsatoare de emisie radio) 1937 + 21 se incalzeste deja de 642 de ori pe secunda.

Stele având o masă care este de zeci de ori mai mare decât masa Soarelui, precum și supernove, dar din cauza masei lor uriașe, colapsul lor implică un caracter mai catastrofal. Compresia, care este distructivă, nu se oprește nici în stadiul de formare a unei stele neutronice. Aceasta creează o zonă în care substanța obișnuită nu mai există. Există doar o singură gravitație, care este atât de puternică încât nici chiar lumina nu poate evita impactul acesteia. O astfel de regiune este numită o gaură neagră.







Articole similare

Pagina anterioară

Pagina următoare

Trimiteți-le prietenilor: