Ognuno di noi almeno una volta nella sua vita ha guardato nel cielo stellato. Qualcuno ha guardato questa bellezza, sperimentando sentimenti romantici, l'altro ha cercato di capire da dove viene tutta questa bellezza. La vita nello spazio, a differenza della vita sul nostro pianeta, scorre a velocità diversa. Il tempo nello spazio vive nelle sue categorie, le distanze e le dimensioni nell'Universo sono enormi. Raramente pensiamo al fatto che davanti ai nostri occhi si evolvono costantemente galassie e stelle. Ogni oggetto nello spazio infinito è il risultato di determinati processi fisici. Le galassie, le stelle e persino i pianeti hanno importanti fasi di sviluppo.
Il nostro pianeta e dipendiamo tutti dal nostro luminare. Per quanto tempo il sole ci delizia con il suo calore, respirando la vita nel sistema solare? Cosa ci aspetta in futuro in milioni e miliardi di anni? A questo proposito, è curioso apprendere di più su quali sono le fasi dell'evoluzione degli oggetti astronomici, da dove provengono le stelle e come finisce la vita di queste meravigliose luci nel cielo notturno.
L'origine, la nascita e l'evoluzione delle stelle
L'evoluzione delle stelle e dei pianeti che popolano la nostra galassia della Via Lattea e l'intero Universo è stata, per la maggior parte, ben studiata. Le leggi della fisica, che aiutano a capire l'origine degli oggetti cosmici, funzionano irrimediabilmente nello spazio. La base in questo caso è presa sulla teoria del Big Bang, che ora è la dottrina dominante sul processo dell'origine dell'Universo. L'evento che ha scosso l'universo e ha portato alla formazione dell'universo, secondo gli standard spaziali, in un lampo veloce. Per lo spazio, dalla nascita di una stella alla sua morte, i momenti passano. Le enormi distanze creano l'illusione della costanza dell'universo. Una stella che balenò in lontananza ci brilla per miliardi di anni, in quel momento potrebbe non esserlo.
La teoria dell'evoluzione delle galassie e delle stelle è uno sviluppo della teoria del Big Bang. La dottrina della nascita delle stelle e l'emergere di sistemi stellari è diversa per dimensioni e tempistica, che, a differenza dell'universo nel suo insieme, può essere osservata con i moderni mezzi di scienza.
Studiare il ciclo di vita delle stelle è possibile sull'esempio della luce 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 esplorare un oggetto senza uscire dai limiti del Sistema Solare. Le informazioni ottenute ti permetteranno di capire in dettaglio come sono disposte le altre stelle, quanto velocemente queste gigantesche fonti di calore sono esaurite, quali sono le fasi di sviluppo di una stella e quale sarà la fine di questa vita brillante - silenziosa e fioca o scintillante, esplosiva.
Dopo il Big Bang, minuscole particelle formarono nuvole interstellari, che divennero l '"ospedale" per migliaia di miliardi di stelle. È caratteristico che tutte le stelle siano nate contemporaneamente come risultato della contrazione e dell'espansione. La compressione nelle nuvole di gas cosmico avvenne sotto l'influenza della propria gravità e processi simili in nuove stelle nel vicinato. L'espansione è sorta a causa della pressione interna del gas interstellare e sotto l'azione 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 formate dopo l'esplosione sono costituite al 98% da idrogeno atomico e molecolare ed elio. Solo il 2% di questo array rappresenta particelle di polvere e microscopiche solide. In precedenza si riteneva che al centro di ogni stella si trovasse il nucleo di ferro, riscaldato a una temperatura di un milione di gradi. Questo aspetto spiegava l'enorme massa del luminare.
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 una parte dell'energia emessa, si diffonde verso l'esterno, creando una temperatura negativa e una zona a bassa pressione all'interno di un denso accumulo di gas. Essendo in tale stato, il gas cosmico viene rapidamente compresso, l'influenza delle forze dell'attrazione gravitazionale porta al fatto che le particelle iniziano a formare una materia stellare. Quando un ammasso di gas è denso, una compressione intensa porta alla formazione di un ammasso stellare. Quando la dimensione della nube di gas è insignificante, la compressione porta alla formazione di una singola stella.
Una breve descrizione di ciò che sta accadendo è che il futuro della stella passa attraverso due stadi: compressione rapida e lenta allo stato della protostella. Parlando in un linguaggio semplice e comprensibile, la compressione rapida è la caduta della materia stellare al centro della protostella. La compressione lenta si verifica sullo sfondo del centro formato della protostella. Nei prossimi centomila anni, la nuova formazione si riduce di dimensioni e la sua densità aumenta milioni di volte. Gradualmente, la protostella diventa opaca a causa dell'elevata densità della materia stellare, e la compressione continua innesca il meccanismo delle reazioni interne. La crescita della pressione interna e delle temperature porta alla formazione di un futuro centro di gravità nella futura stella.
In questo stato, la protostella rimane per milioni di anni, emettendo lentamente calore e diminuendo gradualmente, diminuendo di dimensioni. Di conseguenza, i contorni di una nuova stella emergono e la densità della sua sostanza diventa paragonabile alla densità dell'acqua.
In media, la densità della nostra stella è di 1,4 kg / cm3 - quasi uguale alla densità dell'acqua nel salato Mar Morto. Al centro del sole ha una densità di 100 kg / cm3. La materia stellare non è allo stato liquido, ma si presenta sotto forma di plasma.
Sotto l'influenza di un'enorme pressione e 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 di gravità si trasforma in una combustione termonucleare di idrogeno. Da questo punto in poi, una nuova stella, che irradia energia, inizia a perdere massa.
La formazione di una stella sopra descritta è solo uno schema primitivo che descrive lo stadio iniziale dell'evoluzione e nascita di una stella. Oggi tali processi nella nostra galassia e nell'intero universo sono quasi impercettibili a causa dell'intenso esaurimento del materiale stellare. Per l'intera storia cosciente delle osservazioni della nostra galassia, sono state notate solo apparizioni isolate di nuove stelle. Nella scala dell'universo, questa cifra può essere aumentata centinaia e migliaia di volte.
La maggior parte delle loro vite, le protostelle sono nascoste dall'occhio umano da un guscio di polvere. L'emissione del nucleo può essere osservata solo nell'intervallo infrarosso, che è l'unico modo per vedere la nascita di una stella. Ad esempio, nel 1967, gli scienziati astronomici della Nebulosa di Orione scoprirono una nuova stella, 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 sono disponibili non solo nella nostra galassia, ma anche in altre parti dell'universo che sono distanti da noi. Oltre alla radiazione infrarossa, i luoghi di nascita di 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, determina la distanza dalla stella. Le informazioni su quanto è lontana la stella da noi, per quanto tempo passa la luce, dà un'idea di cosa è successo alla stella durante tutto questo tempo. Dopo che una persona ha imparato a misurare la distanza dalle stelle lontane, è diventato chiaro che le stelle sono gli stessi soli, solo di dimensioni diverse e con destini diversi. Conoscendo la distanza dalla stella, dal livello di luce e dalla quantità di energia emessa, si può tracciare il processo di fusione termonucleare della stella.
Seguendo la determinazione della distanza dalla stella, si può, usando l'analisi spettrale, calcolare la composizione chimica della stella e scoprire la sua struttura ed età. Grazie alla comparsa dello spettrografo, gli scienziati sono stati in grado di studiare la natura della luce delle stelle. Questo dispositivo può determinare e misurare la composizione del gas della materia stellare, che la stella ha in 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 di stelle e pianeti ha radici comuni. Tutti i corpi cosmici hanno lo stesso tipo, composizione chimica simile e derivano dalla stessa materia risultante dal Big Bang.
La materia stellare consiste degli stessi elementi chimici (fino al ferro) del nostro pianeta. L'unica differenza è nel numero di questi o di altri elementi e nei processi che si verificano sul Sole e all'interno del firmamento della terra. Questo distingue le stelle dagli altri oggetti nell'universo. L'origine delle stelle dovrebbe anche essere considerata nel contesto di un'altra disciplina fisica - la meccanica quantistica. Secondo questa teoria, la materia che determina la materia stellare consiste nel dividere costantemente gli atomi e le particelle elementari creando il proprio microcosmo. In questa luce, di interesse è la struttura, la composizione, la struttura e l'evoluzione delle stelle. Come si è scoperto, la massa principale della nostra stella e di molte altre stelle rappresenta solo due elementi: l'idrogeno e l'elio. Un modello teorico che descrive la struttura della stella permetterà di comprendere la loro struttura e la principale differenza dagli altri oggetti spaziali.
La caratteristica principale è che molti oggetti nell'Universo hanno una certa dimensione e forma, mentre una stella può cambiare le sue dimensioni man mano che si sviluppa. Il gas caldo è un composto di atomi debolmente legati l'uno all'altro. Milioni di anni dopo la formazione stellare, inizia il raffreddamento dello strato superficiale della materia stellare. La stella dà la maggior parte della sua energia allo spazio esterno, diminuendo o aumentando di dimensioni. Il trasferimento di calore ed energia avviene dalle regioni interne della stella alla superficie, influenzando l'intensità della radiazione. In altre parole, la stessa stella in diversi periodi della sua esistenza sembra diversa. I processi termonucleari basati sulle reazioni del ciclo dell'idrogeno contribuiscono alla trasformazione degli atomi di idrogeno leggero in elementi più pesanti - l'elio e il carbonio. Secondo astrofisici e scienziati nucleari, una tale reazione termonucleare è la più efficace in termini di quantità di calore rilasciato.
Perché la fusione termonucleare del nucleo non termina con l'esplosione di un tale reattore? Il fatto è che le forze del campo gravitazionale in esso contenuto possono contenere materia stellare entro i limiti del volume stabilizzato. Da ciò possiamo trarre una conclusione inequivocabile: ogni stella è un corpo massiccio, che conserva le sue dimensioni a causa dell'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 giorni riscaldava il nostro pianeta proprio come adesso. Di conseguenza, la nostra stella è cambiata poco, nonostante il fatto che la scala del calore irradiato e dell'energia solare sia enorme - oltre 3-4 milioni di tonnellate al secondo.
È facile calcolare quanto negli anni della sua esistenza, la nostra stella ha perso peso. Questa sarà una figura enorme, ma a causa della sua enorme massa e alta densità, tali perdite in tutto l'Universo sembrano insignificanti.
Fasi dell'evoluzione delle stelle
Il destino della stella dipende dalla massa iniziale della stella e dalla sua composizione chimica. Finché le principali riserve di idrogeno sono concentrate nel nucleo, la stella si trova nella cosiddetta sequenza principale. Non appena ci fu la tendenza ad aumentare le dimensioni della stella, significa che la fonte principale per la fusione termonucleare si è prosciugata. Ha iniziato un lungo percorso finale di trasformazione di un corpo celeste.
Formati nell'universo i luminari sono inizialmente divisi in tre tipi più comuni:
- stelle normali (nane gialle);
- stelle nane;
- stelle giganti.
Le stelle a bassa massa (nane) bruciano lentamente riserve di idrogeno e vivono la loro vita abbastanza calmo.
Queste stelle sono la maggioranza dell'universo e la nostra stella è una nana gialla. Con l'inizio della vecchiaia, la nana gialla diventa un gigante rosso o supergigante.
Basato sulla teoria dell'origine delle stelle, il processo di formazione delle stelle nell'universo non è terminato. Le stelle più luminose della nostra galassia non sono solo la più grande, rispetto al Sole, ma anche la più giovane. Astrofisici e astronomi chiamano queste stelle supergiganti blu. Alla fine, affrontano lo stesso destino, che sta vivendo trilioni di altre stelle. In primo luogo, la nascita rapida, la vita brillante e ardente, dopo di che viene un periodo di lento decadimento. Stelle come il Sole hanno un ciclo di vita lungo, essendo nella sequenza principale (nella parte centrale).
Usando i dati sulla massa di una stella, possiamo assumere il suo percorso evolutivo di sviluppo. Un'illustrazione illustrativa di questa teoria è l'evoluzione della nostra stella. Niente è eterno. Come risultato della fusione termonucleare, l'idrogeno viene convertito in elio, pertanto le sue riserve iniziali vengono consumate e ridotte. A un certo punto, molto presto, queste scorte si esauriranno. A giudicare dal fatto che il nostro Sole continua a brillare per più di 5 miliardi di anni, senza cambiare le dimensioni, l'età matura della stella può ancora durare all'incirca nello 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 alta, con il risultato che i processi termonucleari si sposteranno sugli strati adiacenti al nucleo. Tale stato è chiamato collasso, che può essere causato da reazioni termonucleari negli strati superiori della stella. Come risultato dell'alta pressione, si innescano le reazioni termonucleari che coinvolgono l'elio.
La fornitura di idrogeno ed elio in questa parte della stella durerà per milioni di anni. Non è molto presto che l'esaurimento delle riserve di idrogeno porterà ad un aumento dell'intensità delle radiazioni, un aumento delle dimensioni del guscio e la dimensione della stella stessa. Di conseguenza, il nostro sole diventerà molto grande. Se immaginiamo questa immagine in decine di miliardi di anni, allora invece di un disco luminoso abbagliante, un disco rosso caldo di dimensioni gigantesche sarà sospeso nel cielo. I giganti rossi sono la fase naturale dell'evoluzione di una stella, il suo stato di transizione nella categoria di stelle variabili.
Come risultato di questa trasformazione, la distanza dalla Terra al Sole sarà ridotta, così che la Terra cadrà nella zona di influenza della corona solare e inizierà a "arrostirsi" in essa. 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 delle stelle
Avendo raggiunto la fase del gigante rosso, la stella normale diventa una nana bianca sotto l'influenza dei processi gravitazionali. Se la massa della stella è approssimativamente uguale alla massa del nostro Sole, tutti i principali processi in essa avvengono in silenzio, senza impulsi e reazioni esplosive. La nana bianca morirà a lungo, svanendo in cenere.
Nei casi in cui la stella originariamente aveva una massa più di 1,4 volte solare, 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, la stella di neutroni ha una massa enorme. Un centimetro cubo di materia stellare può pesare miliardi di tonnellate.
Nel caso in cui inizialmente abbiamo trattato una stella di una grande massa, lo stadio finale dell'evoluzione assume altre forme. Il destino di una stella massiccia - un buco nero - un oggetto con una natura inesplorata e un comportamento imprevedibile. L'enorme massa della stella contribuisce ad aumentare le forze gravitazionali che regolano le forze di compressione in movimento. Sospendi questo processo non è possibile. La densità della materia aumenta fino a trasformarsi in infinito, formando uno spazio singolare (la teoria della relatività di Einstein). Il raggio di una tale stella finirà per diventare zero, diventando un buco nero nello spazio. I buchi neri sarebbero molto più grandi se nello spazio la maggior parte dello spazio fosse occupata da stelle massicce e supermassicci.
Va notato che durante la trasformazione di un gigante rosso in una stella di neutroni o in un buco nero, l'Universo può sopravvivere a un fenomeno unico: la nascita di un nuovo oggetto spaziale.
La nascita di una supernova è la fase finale più impressionante nell'evoluzione delle stelle. Здесь действует естественный закон природы: прекращение существование одного тела дает начало новой жизни. Период такого цикла, как рождение сверхновой, в основном касается массивных звезд. Израсходовавшиеся запасы водорода приводят к тому, что в процесс термоядерного синтеза включается гелий и углерод. В результате этой реакции давление снова растет, а в центре звезды образуется ядро железа. Под воздействием сильнейших гравитационных сил центр массы смещается в центральную часть звезды. Ядро становится настолько тяжелым, что неспособно противостоять собственной гравитации. Как следствие, начинается стремительное расширение ядра, приводящее к мгновенному взрыву. Рождение сверхновой - это взрыв, ударная волна чудовищной силы, яркая вспышка в бескрайних просторах Вселенной.
Следует отметить, что наше Солнце не является массивной звездой, поэтому подобная судьба ее не грозит, не стоит бояться такого финала и нашей планете. В большинстве случаев взрывы сверхновых происходят в далеких галактиках, с чем и связано их достаточно редкое обнаружение.
In conclusione
Эволюция звезд - это процесс, который растянут по времени на десятки миллиардов лет. Наше представление о происходящих процессах - всего лишь математическая и физическая модель, теория. Земное время является лишь мгновением в огромном временном цикле, которым живет наша Вселенная. Мы можем только наблюдать то, что происходило миллиарды лет назад и предполагать, с чем могут столкнуться последующие поколения землян.
