Como as estrelas evoluem? A evolução das estrelas do ponto de vista da ciência exata e da teoria da relatividade

Estrela- um corpo celeste no qual estão ocorrendo, ocorreram ou irão ocorrer reações termonucleares. As estrelas são enormes bolas luminosas de gás (plasma). Formado a partir de um ambiente gás-poeira (hidrogênio e hélio) como resultado da compressão gravitacional. A temperatura da matéria no interior das estrelas é medida em milhões de Kelvins, e na sua superfície - em milhares de Kelvins. A energia da grande maioria das estrelas é liberada como resultado de reações termonucleares de conversão de hidrogênio em hélio, que ocorrem em altas temperaturas nas regiões internas. As estrelas são frequentemente chamadas de corpos principais do Universo, uma vez que contêm a maior parte da matéria luminosa da natureza. As estrelas são enormes objetos esféricos feitos de hélio e hidrogênio, além de outros gases. A energia de uma estrela está contida em seu núcleo, onde o hélio interage com o hidrogênio a cada segundo. Como tudo que é orgânico em nosso universo, as estrelas surgem, se desenvolvem, mudam e desaparecem - esse processo leva bilhões de anos e é chamado de processo de “Evolução Estelar”.

1. Evolução das estrelas

Evolução das estrelas- a sequência de mudanças que uma estrela sofre durante a sua vida, ou seja, ao longo de centenas de milhares, milhões ou milhares de milhões de anos enquanto emite luz e calor. Uma estrela começa sua vida como uma nuvem fria e rarefeita de gás interestelar (um meio gasoso rarefeito que preenche todo o espaço entre as estrelas), comprimindo-se sob sua própria gravidade e gradualmente assumindo a forma de uma bola. Quando comprimida, a energia gravitacional (a interação universal fundamental entre todos os corpos materiais) se transforma em calor e a temperatura do objeto aumenta. Quando a temperatura no centro atinge 15-20 milhões de K, as reações termonucleares começam e a compressão cessa. O objeto se torna uma estrela completa. O primeiro estágio da vida de uma estrela é semelhante ao do Sol - é dominado pelas reações do ciclo do hidrogênio. Permanece neste estado durante a maior parte de sua vida, estando na sequência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell (Fig. 1) (mostrando a relação entre magnitude absoluta, luminosidade, classe espectral e temperatura da superfície da estrela, 1910), até suas reservas de combustível esgotam-se em sua essência. Quando todo o hidrogênio no centro da estrela é convertido em hélio, um núcleo de hélio é formado e a queima termonuclear do hidrogênio continua em sua periferia. Durante este período, a estrutura da estrela começa a mudar. A sua luminosidade aumenta, as suas camadas exteriores expandem-se e a temperatura da sua superfície diminui – a estrela torna-se uma gigante vermelha, que forma um ramo no diagrama de Hertzsprung-Russell. A estrela passa significativamente menos tempo neste ramo do que na sequência principal. Quando a massa acumulada do núcleo de hélio se torna significativa, ele não consegue suportar seu próprio peso e começa a encolher; se a estrela tiver massa suficiente, o aumento da temperatura pode causar uma maior transformação termonuclear do hélio em elementos mais pesados ​​(hélio em carbono, carbono em oxigênio, oxigênio em silício e, finalmente, silício em ferro).

2. Fusão termonuclear no interior das estrelas

Em 1939, foi estabelecido que a fonte da energia estelar é a fusão termonuclear que ocorre nas entranhas das estrelas. A maioria das estrelas emite radiação porque no seu núcleo quatro prótons se combinam através de uma série de etapas intermediárias em uma única partícula alfa. Essa transformação pode ocorrer de duas maneiras principais, chamadas de ciclo próton-próton, ou pp, e ciclo carbono-nitrogênio, ou CN. Em estrelas de baixa massa, a liberação de energia é fornecida principalmente pelo primeiro ciclo, em estrelas pesadas - pelo segundo. O fornecimento de combustível nuclear em uma estrela é limitado e é constantemente gasto em radiação. O processo de fusão termonuclear, que libera energia e altera a composição da matéria da estrela, em combinação com a gravidade, que tende a comprimir a estrela e também libera energia, bem como a radiação da superfície, que leva embora a energia liberada, são as principais forças motrizes da evolução estelar. A evolução de uma estrela começa em uma nuvem molecular gigante, também chamada de berço estelar. A maior parte do espaço “vazio” de uma galáxia contém, na verdade, entre 0,1 e 1 molécula por cm². A nuvem molecular tem uma densidade de cerca de um milhão de moléculas por cm². A massa dessa nuvem excede a massa do Sol em 100.000-10.000.000 vezes devido ao seu tamanho: de 50 a 300 anos-luz de diâmetro. Enquanto a nuvem gira livremente em torno do centro da sua galáxia natal, nada acontece. Porém, devido à falta de homogeneidade do campo gravitacional, podem surgir perturbações no mesmo, levando a concentrações locais de massa. Tais perturbações causam o colapso gravitacional da nuvem. Um dos cenários que levam a isso é a colisão de duas nuvens. Outro evento que causa o colapso poderia ser a passagem de uma nuvem através do braço denso de uma galáxia espiral. Também um fator crítico poderia ser a explosão de uma supernova próxima, cuja onda de choque colidirá com a nuvem molecular a uma velocidade enorme. Também é possível que as galáxias colidam, o que poderia causar uma explosão de formação estelar à medida que as nuvens de gás em cada galáxia são comprimidas pela colisão. Em geral, quaisquer heterogeneidades nas forças que atuam sobre a massa da nuvem podem iniciar o processo de formação estelar. Devido às heterogeneidades que surgiram, a pressão do gás molecular não consegue mais impedir a compressão adicional, e o gás começa a se acumular em torno do centro da futura estrela sob a influência de forças de atração gravitacional. Metade da energia gravitacional liberada vai para o aquecimento da nuvem e a outra metade vai para a radiação luminosa. Nas nuvens, a pressão e a densidade aumentam em direção ao centro, e o colapso da parte central ocorre mais rapidamente do que a periferia. À medida que se contrai, o percurso livre médio dos fotões diminui e a nuvem torna-se cada vez menos transparente à sua própria radiação. Isso leva a um aumento mais rápido da temperatura e a um aumento ainda mais rápido da pressão. Como resultado, o gradiente de pressão equilibra a força gravitacional e forma-se um núcleo hidrostático, com massa de cerca de 1% da massa da nuvem. Este momento é invisível. A evolução posterior da protoestrela é o acréscimo de matéria que continua a cair na “superfície” do núcleo, que devido a isso aumenta de tamanho. A massa de matéria em movimento livre na nuvem se esgota e a estrela se torna visível no alcance óptico. Este momento é considerado o fim da fase protoestelar e o início da fase estelar jovem. O processo de formação estelar pode ser descrito de forma unificada, mas os estágios subsequentes do desenvolvimento de uma estrela dependem quase inteiramente de sua massa, e somente no final da evolução estelar a composição química pode desempenhar um papel.

3. Ciclo de meia-idade de uma estrela

As estrelas vêm em uma ampla variedade de cores e tamanhos. Seu tipo espectral varia do azul quente ao vermelho frio, e sua massa varia de 0,0767 a mais de 200 massas solares. A luminosidade e a cor de uma estrela dependem da temperatura da sua superfície, que, por sua vez, é determinada pela sua massa. Todas as novas estrelas “tomam o seu lugar” na sequência principal de acordo com a sua composição química e massa. Não estamos falando do movimento físico da estrela - apenas de sua posição no diagrama indicado, dependendo dos parâmetros da estrela. Na verdade, o movimento de uma estrela ao longo do diagrama corresponde apenas a uma mudança nos parâmetros da estrela. Anãs vermelhas pequenas e frias queimam lentamente as suas reservas de hidrogénio e permanecem na sequência principal durante centenas de milhares de milhões de anos, enquanto as supergigantes massivas deixarão a sequência principal alguns milhões de anos após a formação. Estrelas de tamanho médio como o Sol permanecem na sequência principal durante uma média de 10 mil milhões de anos. Acredita-se que o Sol ainda esteja nele, pois está no meio do seu ciclo de vida. Quando uma estrela fica sem hidrogênio em seu núcleo, ela sai da sequência principal. Depois de um certo tempo - de um milhão a dezenas de bilhões de anos, dependendo da massa inicial - a estrela esgota os recursos de hidrogênio do núcleo. Nas estrelas grandes e quentes isso acontece muito mais rápido do que nas estrelas pequenas e mais frias. O esgotamento do suprimento de hidrogênio leva à interrupção das reações termonucleares. Sem a pressão gerada por estas reações para equilibrar a atração gravitacional da estrela, a estrela começa a contrair-se novamente, tal como aconteceu antes durante a sua formação. A temperatura e a pressão aumentam novamente, mas, ao contrário do estágio protoestrela, para um nível mais elevado. O colapso continua até que as reações termonucleares envolvendo hélio comecem a uma temperatura de aproximadamente 100 milhões de K. A queima termonuclear da matéria retomada em um novo nível provoca a monstruosa expansão da estrela. A estrela “perde” e seu tamanho aumenta aproximadamente 100 vezes. Assim, a estrela se torna uma gigante vermelha e a fase de queima do hélio dura cerca de vários milhões de anos. Quase todas as gigantes vermelhas são estrelas variáveis. O que acontece a seguir depende da massa da estrela.

4. Anos posteriores e morte de estrelas

Estrelas antigas com baixa massa

Até o momento, não se sabe ao certo o que acontece com as estrelas leves depois que seu suprimento de hidrogênio se esgota. Como a idade do Universo é de 13,7 bilhões de anos, o que não é suficiente para esgotar o suprimento de combustível de hidrogênio nessas estrelas, as teorias modernas baseiam-se em simulações computacionais dos processos que ocorrem nessas estrelas. Algumas estrelas só conseguem sintetizar hélio em certas zonas ativas, causando instabilidade e fortes ventos estelares. Nesse caso, não ocorre a formação de uma nebulosa planetária, e a estrela apenas evapora, tornando-se ainda menor que uma anã marrom. Estrelas com massas inferiores a 0,5 massa solar não são capazes de converter hélio mesmo após as reações envolvendo hidrogênio cessarem no núcleo - sua massa é muito pequena para fornecer uma nova fase de compressão gravitacional a ponto de iniciar a “ignição” do hélio. Estas estrelas incluem anãs vermelhas como Proxima Centauri, que têm tempos de vida na sequência principal de dezenas de milhares de milhões a dezenas de biliões de anos. Após a cessação das reações termonucleares em seu núcleo, eles, resfriando gradativamente, continuarão a emitir fracamente nas faixas infravermelhas e de micro-ondas do espectro eletromagnético.

Estrelas de tamanho médio

Quando uma estrela de tamanho médio (de 0,4 a 3,4 massas solares) atinge a fase de gigante vermelha, seu núcleo fica sem hidrogênio e começam as reações para sintetizar carbono a partir do hélio. Este processo ocorre em temperaturas mais altas e, portanto, o fluxo de energia do núcleo aumenta, o que faz com que as camadas externas da estrela comecem a se expandir. O início da síntese de carbono marca uma nova etapa na vida de uma estrela e continua por algum tempo. Para uma estrela de tamanho semelhante ao Sol, esse processo pode levar cerca de um bilhão de anos. Mudanças na quantidade de energia emitida fazem com que a estrela passe por períodos de instabilidade, incluindo mudanças no tamanho, temperatura da superfície e produção de energia. A produção de energia muda para radiação de baixa frequência. Tudo isso é acompanhado por uma crescente perda de massa devido a fortes ventos estelares e pulsações intensas. As estrelas nesta fase são chamadas de estrelas do tipo tardio, estrelas OH-IR ou estrelas do tipo Mira, dependendo de suas características exatas. O gás ejetado é relativamente rico em elementos pesados ​​produzidos no interior da estrela, como oxigênio e carbono. O gás forma uma concha em expansão e esfria à medida que se afasta da estrela, permitindo a formação de partículas e moléculas de poeira. Com forte radiação infravermelha da estrela central, condições ideais para a ativação de masers são formadas nessas conchas. As reações de combustão do hélio são muito sensíveis à temperatura. Às vezes isso leva a uma grande instabilidade. Surgem pulsações fortes, que acabam por transmitir aceleração suficiente às camadas externas para serem lançadas e se transformarem em uma nebulosa planetária. No centro da nebulosa permanece o núcleo nu da estrela, no qual param as reações termonucleares e, à medida que esfria, se transforma em uma anã branca de hélio, geralmente tendo uma massa de até 0,5-0,6 solar e um diâmetro no ordem do diâmetro da Terra.

Anãs brancas

Logo após o flash do hélio, o carbono e o oxigênio “inflamam”; cada um desses eventos causa uma séria reestruturação da estrela e seu rápido movimento ao longo do diagrama de Hertzsprung-Russell. O tamanho da atmosfera da estrela aumenta ainda mais e ela começa a perder gás intensamente na forma de correntes dispersas de vento estelar. O destino da parte central de uma estrela depende inteiramente da sua massa inicial: o núcleo de uma estrela pode terminar a sua evolução como uma anã branca (estrelas de baixa massa); se sua massa nos estágios posteriores de evolução exceder o limite de Chandrasekhar - como uma estrela de nêutrons (pulsar); se a massa exceder o limite de Oppenheimer - Volkov - como um buraco negro. Nos dois últimos casos, a conclusão da evolução das estrelas é acompanhada por eventos catastróficos - explosões de supernovas. A grande maioria das estrelas, incluindo o Sol, termina a sua evolução contraindo-se até que a pressão dos eletrões degenerados equilibre a gravidade. Nesse estado, quando o tamanho da estrela diminui cem vezes e a densidade se torna um milhão de vezes maior que a densidade da água, a estrela é chamada de anã branca. É privado de fontes de energia e, esfriando gradativamente, torna-se escuro e invisível. Em estrelas mais massivas que o Sol, a pressão dos elétrons degenerados não consegue impedir a compressão adicional do núcleo, e os elétrons começam a ser “pressionados” em núcleos atômicos, o que leva à transformação de prótons em nêutrons, entre os quais não há repulsão eletrostática. forças. Essa neutronização da matéria leva ao fato de que o tamanho da estrela, que, na verdade, agora representa um enorme núcleo atômico, é medido em vários quilômetros, e a densidade é 100 milhões de vezes maior que a densidade da água. Tal objeto é chamado de estrela de nêutrons.

Estrelas supermassivas

Depois que uma estrela com massa superior a cinco vezes a do Sol entra no estágio de supergigante vermelha, seu núcleo começa a encolher sob a influência da gravidade. À medida que a compressão aumenta, a temperatura e a densidade aumentam, e uma nova sequência de reações termonucleares começa. Nessas reações, são sintetizados elementos cada vez mais pesados: hélio, carbono, oxigênio, silício e ferro, o que restringe temporariamente o colapso do núcleo. Em última análise, à medida que elementos cada vez mais pesados ​​da tabela periódica são formados, o ferro-56 é sintetizado a partir do silício. Nesta fase, a fusão termonuclear adicional torna-se impossível, uma vez que o núcleo de ferro-56 apresenta um defeito de massa máximo e a formação de núcleos mais pesados ​​​​com liberação de energia é impossível. Portanto, quando o núcleo de ferro de uma estrela atinge um determinado tamanho, a pressão nele contida não é mais capaz de suportar a gravidade das camadas externas da estrela, e ocorre o colapso imediato do núcleo com a neutronização de sua matéria. O que acontece a seguir ainda não está totalmente claro, mas, em qualquer caso, os processos que ocorrem em questão de segundos levam à explosão de uma supernova de força incrível. A explosão de neutrinos que a acompanha provoca uma onda de choque. Fortes jatos de neutrinos e um campo magnético rotativo expulsam grande parte do material acumulado na estrela - os chamados elementos-semente, incluindo ferro e elementos mais leves. A matéria explosiva é bombardeada por nêutrons emitidos pelo núcleo, capturando-os e criando assim um conjunto de elementos mais pesados ​​que o ferro, incluindo os radioativos, até o urânio (e talvez até o califórnio). Assim, as explosões de supernovas explicam a presença de elementos mais pesados ​​que o ferro na matéria interestelar, o que, no entanto, não é a única forma possível de sua formação; por exemplo, isso é demonstrado pelas estrelas de tecnécio. A onda de choque e os jatos de neutrinos transportam matéria da estrela moribunda para o espaço interestelar. Posteriormente, à medida que arrefece e se move pelo espaço, este material de supernova pode colidir com outro “lixo” espacial e possivelmente participar na formação de novas estrelas, planetas ou satélites. Os processos que ocorrem durante a formação de uma supernova ainda estão sendo estudados e até o momento não há clareza sobre o assunto. Também questionável é o que realmente resta da estrela original. Contudo, duas opções estão sendo consideradas: estrelas de nêutrons e buracos negros.

Estrelas de nêutrons

Sabe-se que em algumas supernovas, a forte gravidade nas profundezas da supergigante força os elétrons a serem absorvidos pelo núcleo atômico, onde se fundem com os prótons para formar nêutrons. Este processo é chamado de neutronização. As forças eletromagnéticas que separam os núcleos próximos desaparecem. O núcleo da estrela é agora uma bola densa de núcleos atômicos e nêutrons individuais. Essas estrelas, conhecidas como estrelas de nêutrons, são extremamente pequenas – não maiores que uma grande cidade – e têm uma densidade inimaginavelmente alta. O seu período orbital torna-se extremamente curto à medida que o tamanho da estrela diminui (devido à conservação do momento angular). Alguns fazem 600 rotações por segundo. Para alguns deles, o ângulo entre o vetor de radiação e o eixo de rotação pode ser tal que a Terra caia no cone formado por essa radiação; neste caso, é possível detectar um pulso de radiação que se repete em intervalos iguais ao período orbital da estrela. Essas estrelas de nêutrons foram chamadas de “pulsares” e se tornaram as primeiras estrelas de nêutrons a serem descobertas.

Buracos negros

Nem todas as supernovas se transformam em estrelas de nêutrons. Se a estrela tiver uma massa grande o suficiente, o colapso da estrela continuará e os próprios nêutrons começarão a cair para dentro até que seu raio se torne menor que o raio de Schwarzschild. Depois disso, a estrela se torna um buraco negro. A existência de buracos negros foi prevista pela teoria geral da relatividade. De acordo com esta teoria, a matéria e a informação não podem sair de um buraco negro sob quaisquer condições. No entanto, a mecânica quântica provavelmente torna possíveis exceções a esta regra. Uma série de questões em aberto permanecem. A principal delas: “Existem buracos negros?” Afinal, para afirmar com certeza que determinado objeto é um buraco negro é necessário observar seu horizonte de eventos. Isso é impossível apenas pela definição do horizonte, mas usando interferometria de rádio de linha de base ultralonga, é possível determinar a métrica perto de um objeto, bem como registrar a variabilidade rápida de milissegundos. Essas propriedades, observadas em um objeto, deveriam provar definitivamente a existência de buracos negros.

O Universo é um macrocosmo em constante mudança, onde cada objeto, substância ou matéria está em estado de transformação e mudança. Esses processos duram bilhões de anos. Comparado com a duração da vida humana, este período de tempo incompreensível é enorme. Numa escala cósmica, estas mudanças são bastante passageiras. As estrelas que vemos agora no céu noturno eram as mesmas de milhares de anos atrás, quando os faraós egípcios podiam vê-las, mas na verdade, durante todo esse tempo, a mudança nas características físicas dos corpos celestes não parou por um segundo. As estrelas nascem, vivem e certamente envelhecem - a evolução das estrelas continua normalmente.

A posição das estrelas da constelação da Ursa Maior em diferentes períodos históricos no intervalo de 100 mil anos atrás - nossa época e depois de 100 mil anos

Interpretação da evolução das estrelas do ponto de vista da pessoa média

Para a pessoa média, o espaço parece ser um mundo de calma e silêncio. Na verdade, o Universo é um gigantesco laboratório físico onde ocorrem enormes transformações, durante as quais mudam a composição química, as características físicas e a estrutura das estrelas. A vida de uma estrela dura enquanto ela brilha e emite calor. Contudo, um estado tão brilhante não dura para sempre. O nascimento brilhante é seguido por um período de maturidade estelar, que termina inevitavelmente com o envelhecimento do corpo celeste e sua morte.

Formação de uma protoestrela a partir de uma nuvem de gás e poeira há 5 a 7 bilhões de anos

Todas as nossas informações sobre as estrelas hoje se enquadram na estrutura da ciência. A termodinâmica nos dá uma explicação dos processos de equilíbrio hidrostático e térmico em que reside a matéria estelar. A física nuclear e quântica permite-nos compreender o complexo processo de fusão nuclear que permite a existência de uma estrela, emitindo calor e dando luz ao espaço circundante. No nascimento de uma estrela, forma-se o equilíbrio hidrostático e térmico, mantido por suas próprias fontes de energia. No final de uma brilhante carreira estelar, esse equilíbrio é perturbado. Começa uma série de processos irreversíveis, cujo resultado é a destruição ou colapso de uma estrela - um processo grandioso de morte instantânea e brilhante de um corpo celeste.

Uma explosão de supernova é um final brilhante para a vida de uma estrela nascida nos primeiros anos do Universo.

As mudanças nas características físicas das estrelas são devidas à sua massa. A taxa de evolução dos objetos é influenciada pela sua composição química e, até certo ponto, pelos parâmetros astrofísicos existentes - a velocidade de rotação e o estado do campo magnético. Não é possível falar exatamente como tudo realmente acontece devido à enorme duração dos processos descritos. A taxa de evolução e os estágios de transformação dependem da época do nascimento da estrela e de sua localização no Universo no momento do nascimento.

A evolução das estrelas do ponto de vista científico

Qualquer estrela nasce de um aglomerado de gás interestelar frio, que, sob a influência de forças gravitacionais externas e internas, é comprimido ao estado de uma bola de gás. O processo de compressão da substância gasosa não para por um momento, acompanhado por uma liberação colossal de energia térmica. A temperatura da nova formação aumenta até o início da fusão termonuclear. A partir deste momento, a compressão da matéria estelar cessa e é alcançado um equilíbrio entre os estados hidrostático e térmico do objeto. O Universo foi reabastecido com uma nova estrela completa.

O principal combustível estelar é o átomo de hidrogênio como resultado de uma reação termonuclear iniciada.

Na evolução das estrelas, as suas fontes de energia térmica são de fundamental importância. A energia radiante e térmica que escapa da superfície da estrela para o espaço é reabastecida pelo resfriamento das camadas internas do corpo celeste. As reações termonucleares que ocorrem constantemente e a compressão gravitacional nas entranhas da estrela compensam a perda. Enquanto houver combustível nuclear suficiente nas entranhas da estrela, a estrela brilhará com luz brilhante e emitirá calor. Assim que o processo de fusão termonuclear desacelera ou para completamente, o mecanismo de compressão interna da estrela é ativado para manter o equilíbrio térmico e termodinâmico. Nesta fase, o objeto já emite energia térmica, visível apenas na faixa infravermelha.

Com base nos processos descritos, podemos concluir que a evolução das estrelas representa uma mudança consistente nas fontes de energia estelar. Na astrofísica moderna, os processos de transformação das estrelas podem ser organizados de acordo com três escalas:

• cronograma nuclear;
• período térmico da vida de uma estrela;
• segmento dinâmico (final) da vida de uma luminária.

Em cada caso individual, são considerados os processos que determinam a idade da estrela, suas características físicas e o tipo de morte do objeto. A linha do tempo nuclear é interessante desde que o objeto seja alimentado por suas próprias fontes de calor e emita energia que é produto de reações nucleares. A duração desta etapa é estimada determinando a quantidade de hidrogênio que será convertida em hélio durante a fusão termonuclear. Quanto maior a massa da estrela, maior a intensidade das reações nucleares e, consequentemente, maior a luminosidade do objeto.

Tamanhos e massas de várias estrelas, desde uma supergigante até uma anã vermelha

A escala de tempo térmico define o estágio de evolução durante o qual uma estrela gasta toda a sua energia térmica. Esse processo começa a partir do momento em que as últimas reservas de hidrogênio se esgotam e as reações nucleares cessam. Para manter o equilíbrio do objeto, é iniciado um processo de compressão. A matéria estelar cai em direção ao centro. Nesse caso, a energia cinética é convertida em energia térmica, que é gasta na manutenção do equilíbrio de temperatura necessário no interior da estrela. Parte da energia escapa para o espaço sideral.

Considerando que a luminosidade das estrelas é determinada pela sua massa, no momento da compressão de um objeto, seu brilho no espaço não muda.

Uma estrela a caminho da sequência principal

A formação de estrelas ocorre de acordo com uma escala de tempo dinâmica. O gás estelar cai livremente em direção ao centro, aumentando a densidade e a pressão nas entranhas do futuro objeto. Quanto maior a densidade no centro da bola de gás, maior será a temperatura dentro do objeto. A partir deste momento, o calor passa a ser a principal energia do corpo celeste. Quanto maior a densidade e maior a temperatura, maior será a pressão nas profundezas da futura estrela. A queda livre de moléculas e átomos é interrompida e o processo de compressão do gás estelar é interrompido. Este estado de um objeto é geralmente chamado de protoestrela. O objeto é 90% de hidrogênio molecular. Quando a temperatura atinge 1800K, o hidrogênio passa para o estado atômico. Durante o processo de decomposição, a energia é consumida e o aumento da temperatura diminui.

O Universo é 75% composto por hidrogênio molecular, que durante a formação das protoestrelas se transforma em hidrogênio atômico - o combustível nuclear de uma estrela

Neste estado, a pressão dentro da bola de gás diminui, dando assim liberdade à força de compressão. Esta sequência é repetida cada vez que todo o hidrogênio é ionizado primeiro e depois o hélio é ionizado. A uma temperatura de 10⁵ K, o gás é completamente ionizado, a compressão da estrela cessa e surge o equilíbrio hidrostático do objeto. A evolução posterior da estrela ocorrerá de acordo com a escala de tempo térmico, muito mais lenta e consistente.

O raio da protoestrela tem diminuído de 100 UA desde o início da formação. até ¼ u.a. O objeto está no meio de uma nuvem de gás. Como resultado do acréscimo de partículas das regiões externas da nuvem de gás estelar, a massa da estrela aumentará constantemente. Conseqüentemente, a temperatura dentro do objeto aumentará, acompanhando o processo de convecção - a transferência de energia das camadas internas da estrela para sua borda externa. Posteriormente, com o aumento da temperatura no interior do corpo celeste, a convecção é substituída pela transferência radiativa, movendo-se em direção à superfície da estrela. Neste momento, a luminosidade do objeto aumenta rapidamente e a temperatura das camadas superficiais da bola estelar também aumenta.

Processos de convecção e transferência radiativa em uma estrela recém-formada antes do início das reações de fusão termonuclear

Por exemplo, para estrelas com massa idêntica à massa do nosso Sol, a compressão da nuvem protoestelar ocorre em apenas algumas centenas de anos. Quanto à fase final da formação do objeto, a condensação da matéria estelar já se estende há milhões de anos. O Sol está se movendo rapidamente em direção à sequência principal, e essa jornada levará centenas de milhões ou bilhões de anos. Em outras palavras, quanto maior a massa da estrela, maior será o período de tempo gasto na formação de uma estrela completa. Uma estrela com massa de 15M se moverá ao longo do caminho para a sequência principal por muito mais tempo - cerca de 60 mil anos.

Fase da sequência principal

Apesar de algumas reações de fusão termonuclear começarem em temperaturas mais baixas, a fase principal da combustão do hidrogênio começa a uma temperatura de 4 milhões de graus. A partir deste momento inicia-se a fase da sequência principal. Uma nova forma de reprodução de energia estelar entra em ação - a nuclear. A energia cinética liberada durante a compressão de um objeto desaparece no fundo. O equilíbrio alcançado garante uma vida longa e tranquila para uma estrela que se encontra na fase inicial da sequência principal.

A fissão e decaimento de átomos de hidrogênio durante uma reação termonuclear que ocorre no interior de uma estrela

A partir deste momento, a observação da vida de uma estrela está claramente ligada à fase da sequência principal, que é uma parte importante da evolução dos corpos celestes. É nesta fase que a única fonte de energia estelar é o resultado da combustão do hidrogénio. O objeto está em estado de equilíbrio. À medida que o combustível nuclear é consumido, apenas a composição química do objeto muda. A permanência do Sol na fase da sequência principal durará aproximadamente 10 bilhões de anos. Este é o tempo que levará para a nossa estrela nativa esgotar todo o seu suprimento de hidrogênio. Quanto às estrelas massivas, a sua evolução ocorre mais rapidamente. Ao emitir mais energia, uma estrela massiva permanece na fase da sequência principal durante apenas 10-20 milhões de anos.

Estrelas menos massivas queimam no céu noturno por muito mais tempo. Assim, uma estrela com massa de 0,25 M permanecerá na fase da sequência principal por dezenas de bilhões de anos.

Diagrama de Hertzsprung-Russell que avalia a relação entre o espectro das estrelas e sua luminosidade. Os pontos no diagrama são as localizações de estrelas conhecidas. As setas indicam o deslocamento das estrelas da sequência principal para as fases gigante e anã branca.

Para imaginar a evolução das estrelas, basta olhar o diagrama que caracteriza a trajetória de um corpo celeste na sequência principal. A parte superior do gráfico parece menos saturada de objetos, pois é onde as estrelas massivas estão concentradas. Esta localização é explicada pelo seu curto ciclo de vida. Das estrelas conhecidas hoje, algumas têm massa de 70M. Objetos cuja massa exceda o limite superior de 100M podem não se formar.

Os corpos celestes cuja massa é inferior a 0,08 M ​​não têm a oportunidade de superar a massa crítica necessária para o início da fusão termonuclear e permanecem frios durante toda a vida. As menores protoestrelas entram em colapso e formam anãs semelhantes a planetas.

Uma anã marrom semelhante a um planeta comparada a uma estrela normal (nosso Sol) e ao planeta Júpiter

Na parte inferior da sequência estão objetos concentrados dominados por estrelas com massa igual à massa do nosso Sol e um pouco mais. A fronteira imaginária entre as partes superior e inferior da sequência principal são objetos cuja massa é – 1,5M.

Estágios subsequentes da evolução estelar

Cada uma das opções para o desenvolvimento do estado de uma estrela é determinada por sua massa e pelo período de tempo durante o qual ocorre a transformação da matéria estelar. Porém, o Universo é um mecanismo multifacetado e complexo, portanto a evolução das estrelas pode seguir outros caminhos.

Ao viajar ao longo da sequência principal, uma estrela com massa aproximadamente igual à massa do Sol tem três opções principais de rota:

1. viva sua vida com calma e descanse em paz nas vastas extensões do Universo;
2. entrar na fase de gigante vermelha e envelhecer lentamente;
3. tornar-se uma anã branca, explodir como uma supernova e tornar-se uma estrela de nêutrons.

Possíveis opções para a evolução das protoestrelas dependendo do tempo, da composição química dos objetos e de sua massa

Depois da sequência principal vem a fase gigante. A essa altura, as reservas de hidrogênio nas entranhas da estrela estão completamente esgotadas, a região central do objeto é um núcleo de hélio e as reações termonucleares mudam para a superfície do objeto. Sob a influência da fusão termonuclear, a casca se expande, mas a massa do núcleo de hélio aumenta. Uma estrela comum se transforma em uma gigante vermelha.

Fase gigante e suas características

Em estrelas com baixa massa, a densidade do núcleo torna-se colossal, transformando a matéria estelar num gás relativístico degenerado. Se a massa da estrela for ligeiramente superior a 0,26 M, um aumento na pressão e na temperatura leva ao início da síntese do hélio, cobrindo toda a região central do objeto. A partir deste momento, a temperatura da estrela aumenta rapidamente. A principal característica do processo é que o gás degenerado não tem capacidade de expansão. Sob a influência da alta temperatura, apenas a taxa de fissão do hélio aumenta, o que é acompanhado por uma reação explosiva. Nesses momentos podemos observar um flash de hélio. O brilho do objeto aumenta centenas de vezes, mas a agonia da estrela continua. A estrela transita para um novo estado, onde todos os processos termodinâmicos ocorrem no núcleo de hélio e na camada externa descarregada.

Estrutura de uma estrela da sequência principal do tipo solar e uma gigante vermelha com um núcleo isotérmico de hélio e uma zona de nucleossíntese em camadas

Esta condição é temporária e não estável. A matéria estelar é constantemente misturada e uma parte significativa dela é ejetada no espaço circundante, formando uma nebulosa planetária. Um núcleo quente permanece no centro, chamado anã branca.

Para estrelas com grandes massas, os processos listados acima não são tão catastróficos. A combustão do hélio é substituída pela reação de fissão nuclear do carbono e do silício. Eventualmente, o núcleo da estrela se transformará em estrela de ferro. A fase gigante é determinada pela massa da estrela. Quanto maior a massa de um objeto, menor será a temperatura em seu centro. Isto claramente não é suficiente para desencadear a reacção de fissão nuclear do carbono e de outros elementos.

O destino de uma anã branca - uma estrela de nêutrons ou um buraco negro

Uma vez no estado de anã branca, o objeto fica em um estado extremamente instável. As reações nucleares interrompidas levam a uma queda na pressão, o núcleo entra em estado de colapso. A energia liberada neste caso é gasta na decadência do ferro em átomos de hélio, que decai ainda mais em prótons e nêutrons. O processo de execução está se desenvolvendo em ritmo acelerado. O colapso de uma estrela caracteriza o segmento dinâmico da escala e leva uma fração de segundo no tempo. A combustão de resíduos de combustível nuclear ocorre de forma explosiva, liberando uma quantidade colossal de energia em uma fração de segundo. Isso é suficiente para explodir as camadas superiores do objeto. O estágio final de uma anã branca é uma explosão de supernova.

O núcleo da estrela começa a entrar em colapso (esquerda). O colapso forma uma estrela de nêutrons e cria um fluxo de energia nas camadas externas da estrela (centro). Energia liberada quando as camadas externas de uma estrela são eliminadas durante uma explosão de supernova (direita).

O núcleo superdenso restante será um aglomerado de prótons e elétrons, que colidem entre si para formar nêutrons. O Universo foi reabastecido com um novo objeto - uma estrela de nêutrons. Devido à alta densidade, o núcleo degenera e o processo de colapso do núcleo é interrompido. Se a massa da estrela fosse suficientemente grande, o colapso poderia continuar até que a matéria estelar restante finalmente caísse no centro do objeto, formando um buraco negro.

Explicando a parte final da evolução estelar

Para estrelas em equilíbrio normal, os processos de evolução descritos são improváveis. Porém, a existência de anãs brancas e estrelas de nêutrons comprova a real existência de processos de compressão da matéria estelar. O pequeno número desses objetos no Universo indica a transitoriedade de sua existência. O estágio final da evolução estelar pode ser representado como uma cadeia sequencial de dois tipos:

• estrela normal - gigante vermelha - desprendimento de camadas externas - anã branca;
• estrela massiva – supergigante vermelha – explosão de supernova – estrela de nêutrons ou buraco negro – nada.

Diagrama da evolução das estrelas. Opções para a continuação da vida das estrelas fora da sequência principal.

É muito difícil explicar os processos em curso do ponto de vista científico. Os cientistas nucleares concordam que, no caso da fase final da evolução estelar, estamos a lidar com a fadiga da matéria. Como resultado da influência mecânica e termodinâmica prolongada, a matéria altera suas propriedades físicas. A fadiga da matéria estelar, esgotada por reações nucleares de longo prazo, pode explicar o aparecimento do gás de elétrons degenerado, sua subsequente neutronização e aniquilação. Se todos os processos acima ocorrerem do começo ao fim, a matéria estelar deixa de ser uma substância física - a estrela desaparece no espaço, sem deixar nada para trás.

Bolhas interestelares e nuvens de gás e poeira, que são o berço das estrelas, não podem ser reabastecidas apenas por estrelas desaparecidas e explodidas. O Universo e as galáxias estão em estado de equilíbrio. Há uma perda constante de massa, a densidade do espaço interestelar diminui em uma parte do espaço sideral. Consequentemente, em outra parte do Universo, criam-se condições para a formação de novas estrelas. Em outras palavras, o esquema funciona: se uma certa quantidade de matéria foi perdida em um lugar, em outro lugar do Universo a mesma quantidade de matéria apareceu de uma forma diferente.

Finalmente

Ao estudar a evolução das estrelas, chegamos à conclusão de que o Universo é uma gigantesca solução rarefeita em que parte da matéria é transformada em moléculas de hidrogênio, que são o material de construção das estrelas. A outra parte se dissolve no espaço, desaparecendo da esfera das sensações materiais. Nesse sentido, um buraco negro é o local de transição de todo o material em antimatéria. É muito difícil compreender totalmente o significado do que está acontecendo, especialmente se, ao estudar a evolução das estrelas, você confiar apenas nas leis da física nuclear, quântica e da termodinâmica. A teoria da probabilidade relativa deve ser incluída no estudo desta questão, que permite a curvatura do espaço, permitindo a transformação de uma energia em outra, de um estado em outro.

Ciclo de vida das estrelas

Uma estrela típica libera energia fundindo hidrogênio em hélio em uma fornalha nuclear em seu núcleo. Depois que a estrela consome hidrogênio no centro, ele começa a queimar na casca da estrela, que aumenta de tamanho e incha. O tamanho da estrela aumenta, sua temperatura diminui. Este processo dá origem a gigantes e supergigantes vermelhas. A vida útil de cada estrela é determinada pela sua massa. Estrelas massivas terminam o seu ciclo de vida com uma explosão. Estrelas como o Sol encolhem, tornando-se densas anãs brancas. Durante o processo de transformação de uma gigante vermelha em uma anã branca, uma estrela pode se desfazer de suas camadas externas na forma de um envelope gasoso leve, expondo o núcleo.