Types d'étoiles, naissance et évolution. Étoiles de taille moyenne

Chacun de nous a regardé le ciel étoilé au moins une fois dans sa vie. Quelqu'un a regardé cette beauté, éprouvant des sentiments romantiques, un autre a essayé de comprendre d'où vient toute cette beauté. La vie dans l’espace, contrairement à la vie sur notre planète, se déroule à une vitesse différente. Le temps dans l'espace vit dans ses propres catégories ; les distances et les tailles dans l'Univers sont colossales. Nous pensons rarement au fait que l’évolution des galaxies et des étoiles se déroule constamment sous nos yeux. Chaque objet dans le vaste espace est le résultat de certains processus physiques. Les galaxies, les étoiles et même les planètes connaissent des phases principales de développement.

Notre planète et nous dépendons tous de notre étoile. Combien de temps encore le Soleil nous ravira-t-il par sa chaleur, insufflant la vie au système solaire ? Qu’est-ce qui nous attend dans le futur après des millions et des milliards d’années ? À cet égard, il est intéressant d'en savoir plus sur les étapes d'évolution des objets astronomiques, d'où viennent les étoiles et comment se termine la vie de ces merveilleux luminaires dans le ciel nocturne.

Origine, naissance et évolution des étoiles

L'évolution des étoiles et des planètes habitant notre galaxie voie Lactée et l'Univers tout entier, pour la plupart bien étudié. Dans l’espace, les lois de la physique sont inébranlables et aident à comprendre l’origine des objets spatiaux. Dans ce cas, il est d'usage de s'appuyer sur la théorie du Big Bang, qui constitue désormais la doctrine dominante sur le processus d'origine de l'Univers. L’événement qui a ébranlé l’univers et conduit à la formation de l’univers est, selon les normes cosmiques, rapide comme l’éclair. Pour le cosmos, des moments s'écoulent depuis la naissance d'une étoile jusqu'à sa mort. Les vastes distances créent l’illusion de la constance de l’Univers. Une étoile qui brille au loin brille sur nous pendant des milliards d’années, après quoi elle n’existe peut-être plus.

La théorie de l’évolution des galaxies et des étoiles est un développement de la théorie du Big Bang. La doctrine de la naissance des étoiles et de l'émergence des systèmes stellaires se distingue par l'ampleur de ce qui se passe et le calendrier qui, contrairement à l'Univers dans son ensemble, peut être observé moyens modernes Les sciences.

Lorsque vous étudiez le cycle de vie des étoiles, vous pouvez utiliser l'exemple de l'étoile la plus proche de nous. Le Soleil est l’une des centaines de milliards d’étoiles dans notre champ de vision. De plus, la distance de la Terre au Soleil (150 millions de km) offre une opportunité unique d'étudier l'objet sans quitter système solaire. Les informations obtenues permettront de comprendre en détail comment sont structurées les autres étoiles, à quelle vitesse ces gigantesques sources de chaleur s'épuisent, quelles sont les étapes de développement d'une étoile, et quelle sera la fin de cette brillante vie - calme et sombre. ou pétillant, explosif.

Après le Big Bang, de minuscules particules ont formé des nuages ​​interstellaires, qui sont devenus la « maternité » de milliards d’étoiles. Il est caractéristique que toutes les étoiles soient nées en même temps à la suite d’une compression et d’une expansion. La compression dans les nuages ​​​​de gaz cosmique s'est produite sous l'influence de sa propre gravité et de processus similaires dans les nouvelles étoiles voisines. L'expansion est due à la pression interne du gaz interstellaire et à l'influence des champs magnétiques à l'intérieur du nuage de gaz. Dans le même temps, le nuage tournait librement autour de son centre de masse.

Les nuages ​​​​de gaz formés après l’explosion sont constitués à 98 % d’hydrogène et d’hélium atomiques et moléculaires. Seulement 2% de ce massif est constitué de poussières et de particules solides microscopiques. Auparavant, on croyait qu'au centre de toute étoile se trouvait un noyau de fer chauffé à une température d'un million de degrés. C'est cet aspect qui expliquait la masse gigantesque de l'étoile.

A l'opposé des forces physiques, les forces de compression prédominaient, puisque la lumière résultant de la libération d'énergie ne pénètre pas dans le nuage de gaz. La lumière, ainsi qu’une partie de l’énergie libérée, se propagent vers l’extérieur, créant une température inférieure à zéro et une zone de basse pression à l’intérieur de l’accumulation dense de gaz. Étant dans cet état, le gaz cosmique se contracte rapidement, l'influence des forces d'attraction gravitationnelle conduit au fait que les particules commencent à former de la matière stellaire. Lorsqu’un ensemble de gaz est dense, la compression intense provoque la formation d’un amas d’étoiles. Lorsque la taille du nuage de gaz est petite, la compression conduit à la formation d’une seule étoile.

Une brève description de ce qui se passe est que la future étoile passe par deux étapes : une compression rapide et lente jusqu'à l'état de protoétoile. En langage simple et compréhensible, la compression rapide est la chute de la matière stellaire vers le centre de la protoétoile. Une compression lente se produit dans le contexte du centre formé de la protoétoile. Au cours des centaines de milliers d’années suivantes, la nouvelle formation diminue en taille et sa densité augmente des millions de fois. Progressivement, la protoétoile devient opaque en raison de la haute densité de matière stellaire, et la compression en cours déclenche le mécanisme de réactions internes. Une augmentation de la pression interne et des températures entraîne la formation de future étoile propre centre de gravité.

La protoétoile reste dans cet état pendant des millions d'années, dégageant lentement de la chaleur et rétrécissant progressivement, diminuant ainsi de taille. En conséquence, les contours de la nouvelle étoile émergent et la densité de sa matière devient comparable à la densité de l'eau.

En moyenne, la densité de notre étoile est de 1,4 kg/cm3, soit presque la même que la densité de l'eau salée de la Mer Morte. Au centre, le Soleil a une densité de 100 kg/cm3. La matière stellaire n’est pas à l’état liquide, mais existe sous forme de plasma.

Sous l'influence d'une pression et d'une température énormes d'environ 100 millions de K, les réactions thermonucléaires du cycle de l'hydrogène commencent. La compression s'arrête, la masse de l'objet augmente lorsque l'énergie gravitationnelle se transforme en combustion thermonucléaire de l'hydrogène. A partir de ce moment, la nouvelle étoile, émettant de l'énergie, commence à perdre de la masse.

La version décrite ci-dessus de la formation des étoiles n'est qu'un diagramme primitif qui décrit Première étapeévolution et naissance d'une étoile. Aujourd'hui, de tels processus dans notre galaxie et dans tout l'Univers sont pratiquement invisibles en raison de l'épuisement intense de la matière stellaire. Dans toute l’histoire consciente des observations de notre Galaxie, seules des apparitions isolées de nouvelles étoiles ont été constatées. A l’échelle de l’Univers, ce chiffre peut être augmenté des centaines et des milliers de fois.

Pendant la majeure partie de leur vie, les protoétoiles restent cachées. œil humain coque anti-poussière. Le rayonnement du noyau ne peut être observé que dans l’infrarouge, seul moyen de voir la naissance d’une étoile. Par exemple, dans la nébuleuse d'Orion en 1967, des astrophysiciens ont découvert une nouvelle étoile dans le domaine infrarouge, dont la température de rayonnement était de 700 degrés Kelvin. Par la suite, il s'est avéré que le lieu de naissance des protoétoiles est constitué de sources compactes qui existent non seulement dans notre galaxie, mais également dans d'autres coins éloignés de l'Univers. En plus du rayonnement infrarouge, les lieux de naissance des nouvelles étoiles sont marqués par d'intenses signaux radio.

Le processus d'étude et l'évolution des étoiles

L'ensemble du processus de connaissance des étoiles peut être divisé en plusieurs étapes. Au tout début, vous devez déterminer la distance à l'étoile. Les informations sur la distance entre l'étoile et la durée pendant laquelle la lumière en provient donnent une idée de ce qui est arrivé à l'étoile pendant cette période. Après que l'homme ait appris à mesurer la distance jusqu'aux étoiles lointaines, il est devenu clair que les étoiles sont identiques aux soleils, à la seule différence que des tailles différentes et avec des destins différents. Connaissant la distance à l'étoile, le niveau de lumière et la quantité d'énergie émise peuvent être utilisés pour retracer le processus de fusion thermonucléaire de l'étoile.

Après avoir déterminé la distance à l'étoile, vous pouvez utiliser l'analyse spectrale pour calculer la composition chimique de l'étoile et connaître sa structure et son âge. Grâce à l’avènement du spectrographe, les scientifiques ont la possibilité d’étudier la nature de la lumière des étoiles. Cet appareil peut déterminer et mesurer composition du gaz matière stellaire qu'une étoile possède à différents stades de son existence.

En étudiant l'analyse spectrale de l'énergie du Soleil et d'autres étoiles, les scientifiques sont arrivés à la conclusion que l'évolution des étoiles et des planètes a des racines communes. Tous les corps cosmiques ont le même type, une composition chimique similaire et sont issus de la même matière, issue du Big Bang.

La matière stellaire est constituée des mêmes éléments chimiques (même du fer) que notre planète. La seule différence réside dans la quantité de certains éléments et dans les processus qui se produisent sur le Soleil et à l'intérieur de la surface solide de la Terre. C'est ce qui distingue les étoiles des autres objets de l'Univers. L’origine des étoiles doit également être considérée dans le contexte d’une autre discipline physique : la mécanique quantique. Selon cette théorie, la matière qui définit la matière stellaire consiste à diviser constamment des atomes et particules élémentaires créant leur propre microcosme. Dans cette optique, la structure, la composition, la structure et l’évolution des étoiles présentent un intérêt. Il s'est avéré que la majeure partie de la masse de notre étoile et de nombreuses autres étoiles est constituée de seulement deux éléments : l'hydrogène et l'hélium. Un modèle théorique décrivant la structure des étoiles nous permettra de comprendre leur structure et la principale différence avec les autres objets spatiaux.

La principale caractéristique est que de nombreux objets dans l’Univers ont une certaine taille et forme, tandis qu’une étoile peut changer de taille au fur et à mesure de son développement. Un gaz chaud est une combinaison d’atomes faiblement liés les uns aux autres. Des millions d’années après la formation d’une étoile, la couche superficielle de matière stellaire commence à se refroidir. L’étoile dégage la majeure partie de son énergie dans l’espace, sa taille diminuant ou augmentant. La chaleur et l'énergie sont transférées de l'intérieur de l'étoile vers la surface, affectant l'intensité du rayonnement. En d’autres termes, la même étoile semble différente selon les périodes de son existence. Les processus thermonucléaires basés sur les réactions du cycle de l'hydrogène contribuent à la transformation des atomes d'hydrogène légers en éléments plus lourds - hélium et carbone. Selon les astrophysiciens et les scientifiques nucléaires, une telle réaction thermonucléaire est la plus efficace en termes de quantité de chaleur générée.

Pourquoi la fusion thermonucléaire du noyau ne se termine-t-elle pas par l’explosion d’un tel réacteur ? Le fait est que les forces du champ gravitationnel peuvent retenir la matière stellaire dans un volume stabilisé. De là, nous pouvons tirer une conclusion sans ambiguïté : toute étoile est un corps massif qui conserve sa taille grâce à l'équilibre entre les forces de gravité et l'énergie des réactions thermonucléaires. Le résultat d’un tel modèle naturel idéal est une source de chaleur capable de fonctionner longue durée. On suppose que les premières formes de vie sur Terre sont apparues il y a 3 milliards d’années. Le soleil d’autrefois réchauffait notre planète comme il le fait aujourd’hui. Par conséquent, notre étoile a peu changé, malgré le fait que l'ampleur de la chaleur et de l'énergie solaire émises est colossale - plus de 3 à 4 millions de tonnes par seconde.

Il n'est pas difficile de calculer combien de poids notre étoile a perdu au fil des années de son existence. Ce sera un chiffre énorme, mais en raison de sa masse énorme et de sa densité élevée, de telles pertes à l'échelle de l'Univers semblent insignifiantes.

Étapes de l'évolution des étoiles

Le sort de l’étoile dépend de sa masse initiale et de sa composition chimique. Alors que les principales réserves d'hydrogène sont concentrées dans le noyau, l'étoile reste dans la séquence dite principale. Dès que la taille de l'étoile a tendance à augmenter, cela signifie que la principale source de fusion thermonucléaire s'est tarie. Le long voyage final de transformation a commencé corps céleste.

Les luminaires formés dans l’Univers sont initialement divisés en trois types les plus courants :

• étoiles normales (naines jaunes) ;
• étoiles naines ;
• étoiles géantes.

Les étoiles de faible masse (naines) brûlent lentement leurs réserves d’hydrogène et vivent leur vie assez sereinement.

Ces étoiles sont majoritaires dans l’Univers, et notre étoile, une naine jaune, en fait partie. Avec l’arrivée de la vieillesse, une naine jaune devient une géante rouge ou une supergéante.

Basé sur la théorie de l'origine des étoiles, le processus de formation des étoiles dans l'Univers n'est pas terminé. Les étoiles les plus brillantes de notre galaxie sont non seulement les plus grandes par rapport au Soleil, mais aussi les plus jeunes. Les astrophysiciens et les astronomes appellent ces étoiles des supergéantes bleues. En fin de compte, elles subiront le même sort que des milliards d’autres étoiles. Il y a d’abord une naissance rapide, une vie brillante et ardente, après quoi vient une période de lente décadence. Les étoiles de la taille du Soleil ont un long cycle de vie, étant dans la séquence principale (dans sa partie médiane).

En utilisant des données sur la masse d'une étoile, nous pouvons supposer son chemin de développement évolutif. Une illustration claire de cette théorie est l’évolution de notre étoile. Rien ne dure éternellement. À la suite de la fusion thermonucléaire, l'hydrogène est converti en hélium, ses réserves initiales sont donc consommées et réduites. Un jour, pas si tôt, ces réserves s’épuiseront. A en juger par le fait que notre Soleil continue de briller pendant plus de 5 milliards d'années, sans changer de taille, âge mûr les étoiles peuvent encore durer à peu près la même période.

L'épuisement des réserves d'hydrogène entraînera le fait que, sous l'influence de la gravité, le noyau du Soleil commencera à rétrécir rapidement. La densité du noyau deviendra très élevée, ce qui entraînera le déplacement des processus thermonucléaires vers les couches adjacentes au noyau. Cet état est appelé effondrement, et peut être provoqué par des réactions thermonucléaires dans les couches supérieures de l’étoile. La haute pression déclenche des réactions thermonucléaires impliquant l’hélium.

Les réserves d'hydrogène et d'hélium de cette partie de l'étoile dureront des millions d'années. Il ne faudra pas longtemps avant que l'épuisement des réserves d'hydrogène entraîne une augmentation de l'intensité du rayonnement, une augmentation de la taille de la coquille et de la taille de l'étoile elle-même. En conséquence, notre Soleil deviendra très grand. Si vous imaginez cette image dans des dizaines de milliards d'années, alors au lieu d'un disque brillant et éblouissant, un disque rouge chaud aux proportions gigantesques sera suspendu dans le ciel. Les géantes rouges constituent une phase naturelle dans l’évolution d’une étoile, son état de transition vers la catégorie des étoiles variables.

À la suite de cette transformation, la distance entre la Terre et le Soleil diminuera, de sorte que la Terre tombera dans la zone d'influence de la couronne solaire et commencera à y « frire ». La température à la surface de la planète va décupler, ce qui entraînera la disparition de l’atmosphère et l’évaporation de l’eau. En conséquence, la planète se transformera en un désert rocheux sans vie.

Les dernières étapes de l'évolution stellaire

Ayant atteint la phase géante rouge, une étoile normale devient une naine blanche sous l'influence de processus gravitationnels. Si la masse d'une étoile est approximativement égale à la masse de notre Soleil, tous les principaux processus se dérouleront calmement, sans impulsions ni réactions explosives. La naine blanche mourra pendant longtemps, brûlant jusqu'au sol.

Dans les cas où l'étoile avait initialement une masse supérieure à 1,4 fois celle du Soleil, la naine blanche ne sera pas l'étape finale. Avec une masse importante à l'intérieur de l'étoile, les processus de compactage de la matière stellaire commencent au niveau atomique et moléculaire. Les protons se transforment en neutrons, la densité de l'étoile augmente et sa taille diminue rapidement.

Les étoiles à neutrons connues de la science ont un diamètre de 10 à 15 km. Avec une si petite taille, une étoile à neutrons a une masse colossale. Un centimètre cube de matière stellaire peut peser des milliards de tonnes.

Dans le cas où il s’agirait initialement d’une étoile de masse élevée, la dernière étape de l’évolution prend d’autres formes. Le destin d'une étoile massive est un trou noir - un objet à la nature inexplorée et au comportement imprévisible. L'énorme masse de l'étoile contribue à l'augmentation forces gravitationnelles, entraînant les forces de compression. Il n'est pas possible de suspendre ce processus. La densité de la matière augmente jusqu'à devenir infinie, formant un espace singulier (théorie de la relativité d'Einstein). Le rayon d’une telle étoile finira par devenir égal à zéro, devenant un trou noir dans l’espace. Il y aurait beaucoup plus de trous noirs si les étoiles massives et supermassives occupaient la majeure partie de l’espace.

Il convient de noter que lorsqu'une géante rouge se transforme en étoile à neutrons ou en trou noir, l'Univers peut connaître un phénomène unique : la naissance d'un nouvel objet cosmique.

La naissance d’une supernova constitue l’étape finale la plus spectaculaire de l’évolution des étoiles. Une loi naturelle de la nature opère ici : la cessation de l'existence d'un corps donne naissance à une nouvelle vie. La période d'un cycle tel que la naissance d'une supernova concerne principalement les étoiles massives. Les réserves épuisées d'hydrogène conduisent à l'inclusion d'hélium et de carbone dans le processus de fusion thermonucléaire. À la suite de cette réaction, la pression augmente à nouveau et un noyau de fer se forme au centre de l'étoile. Sous l’influence de fortes forces gravitationnelles, le centre de masse se déplace vers la partie centrale de l’étoile. Le noyau devient si lourd qu'il est incapable de résister à sa propre gravité. En conséquence, une expansion rapide du noyau commence, conduisant à une explosion instantanée. La naissance d'une supernova est une explosion, une onde de choc d'une force monstrueuse, un éclair lumineux dans les vastes étendues de l'Univers.

Il convient de noter que notre Soleil n'est pas une étoile massive, donc un sort similaire ne le menace pas, et notre planète ne devrait pas avoir peur d'une telle fin. Dans la plupart des cas, les explosions de supernova se produisent dans des galaxies lointaines, raison pour laquelle elles sont rarement détectées.

Enfin

L'évolution des étoiles est un processus qui s'étend sur des dizaines de milliards d'années. Notre idée des processus en cours n'est qu'un modèle mathématique et physique, une théorie. Le temps terrestre n’est qu’un instant dans l’immense cycle temporel dans lequel vit notre Univers. Nous ne pouvons qu’observer ce qui s’est passé il y a des milliards d’années et imaginer ce à quoi les futures générations de terriens pourraient être confrontées.

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L'évolution des étoiles est un changement de physique. caractéristiques internes structures et chimie composition des étoiles au fil du temps. Les tâches les plus importantes de la théorie d'E.Z. - explication de la formation des étoiles, des changements dans leurs caractéristiques observables, étude des connexions génétiques divers groupesétoiles, analyse de leurs états finaux.

Puisque dans la partie de l'Univers que nous connaissons, env. 98 à 99 % de la masse de la matière observée est contenue dans des étoiles ou a dépassé le stade d'étoiles, explique E.Z. yavl. l'un des problèmes les plus importants de l'astrophysique.

Une étoile à l’état stationnaire est une boule de gaz qui est dans un état hydrostatique. et l'équilibre thermique (c'est-à-dire que l'action des forces gravitationnelles est équilibrée par la pression interne, et les pertes d'énergie dues au rayonnement sont compensées par l'énergie libérée dans les entrailles de l'étoile, voir). La « naissance » d’une étoile est la formation d’un objet en équilibre hydrostatique, dont le rayonnement est soutenu par le sien. sources d'énergie. La « mort » d’une étoile est un déséquilibre irréversible conduisant à la destruction de l’étoile ou à sa catastrophe. compression.

Isolement de la gravitation L’énergie ne peut jouer un rôle décisif que lorsque la température à l’intérieur de l’étoile est insuffisante pour que la libération d’énergie nucléaire compense les pertes d’énergie, et que l’étoile dans son ensemble ou une partie de celle-ci doit se contracter pour maintenir l’équilibre. La libération d'énergie thermique ne devient importante qu'une fois les réserves d'énergie nucléaire épuisées. T.o., E.z. peut être représenté comme un changement constant dans les sources d’énergie des étoiles.

Temps caractéristique E.z. trop grand pour que toute évolution puisse être retracée directement. Donc le principal Méthode de recherche E.Z. yavl. construction de séquences de modèles d'étoiles décrivant les changements dans les structures et chimie composition des étoiles au fil du temps. Évolution. les séquences sont ensuite comparées aux résultats d'observations, par exemple avec (G.-R.d.), résumant les observations grand nombreétoiles à différents stades d’évolution. Un rôle particulièrement important est joué par comparaison avec G.-R.D. pour les amas d'étoiles, puisque toutes les étoiles d'un amas ont le même produit chimique initial. composition et formés presque simultanément. Selon G.-R.d. des clusters d'âges différents, il a été possible d'établir l'orientation de l'E.Z. L'évolution en détail. Les séquences sont calculées en résolvant numériquement un système d'équations différentielles décrivant la répartition de la masse, de la densité, de la température et de la luminosité sur une étoile, auxquelles s'ajoutent les lois de libération d'énergie et d'opacité de la matière stellaire et des équations décrivant les changements dans les propriétés chimiques. composition des étoiles au fil du temps.

Le cours de l'évolution d'une étoile dépend principalement de sa masse et de sa chimie initiale. composition. La rotation de l’étoile et son champ magnétique peuvent jouer un rôle certain, mais pas fondamental. domaine, cependant, le rôle de ces facteurs dans E.Z. n’a pas encore été suffisamment étudié. Chimique. La composition d’une étoile dépend de l’époque à laquelle elle s’est formée et de sa position dans la Galaxie au moment de sa formation. Les étoiles de la première génération étaient formées de matière dont la composition était déterminée par la cosmologie. conditions. Apparemment, il contenait environ 70 % en masse d’hydrogène, 30 % d’hélium et un mélange insignifiant de deutérium et de lithium. Au cours de l'évolution des étoiles de première génération, des éléments lourds (à la suite de l'hélium) se sont formés, qui ont été éjectés dans l'espace interstellaire à la suite de l'écoulement de matière des étoiles ou lors d'explosions stellaires. Les étoiles des générations suivantes se sont formées à partir de matière contenant jusqu'à 3 à 4 % (en masse) d'éléments lourds.

L’indication la plus directe que la formation d’étoiles dans la Galaxie est toujours en cours est le phénomène. existence de massifs étoiles brillantes gamme. classes O et B dont la durée de vie ne peut excéder ~ 10 7 ans. Le taux de formation d’étoiles à l’époque moderne. ère est estimée à 5 par an.

2. Formation d'étoiles, étape de compression gravitationnelle

Selon le point de vue le plus courant, les étoiles se forment à la suite de forces gravitationnelles. condensation de la matière dans le milieu interstellaire. La division nécessaire du milieu interstellaire en deux phases - des nuages ​​​​froids denses et un milieu raréfié avec une température plus élevée - peut se produire sous l'influence de l'instabilité thermique de Rayleigh-Taylor dans le champ magnétique interstellaire. champ. Complexes gaz-poussière avec masse , taille caractéristique (10-100) pc et concentration de particules n~10 2 cm -3 . sont effectivement observés en raison de leur émission d’ondes radio. La compression (effondrement) de ces nuages ​​nécessite certaines conditions: gravitationnel les particules du nuage doivent dépasser la somme de l'énergie de mouvement thermique des particules, de l'énergie de rotation du nuage dans son ensemble et du champ magnétique. énergie du nuage (critère Jeans). Si seule l'énergie du mouvement thermique est prise en compte, alors, avec une précision d'un facteur de l'ordre de l'unité, le critère de Jeans s'écrit sous la forme : align="absmiddle" width="205" height="20">, où est la masse du nuage, T- température du gaz en K, n- nombre de particules pour 1 cm3. Avec un style moderne et typique La température des nuages ​​​​interstellaires K ne peut effondrer que les nuages ​​​​d'une masse au moins égale à . Le critère de Jeans indique que pour la formation d'étoiles du spectre de masse réellement observé, la concentration de particules dans les nuages ​​​​en effondrement doit atteindre (10 3 -10 6) cm -3, c'est-à-dire 10 à 1 000 fois plus élevée que celle observée dans les nuages ​​​​typiques. Cependant, de telles concentrations de particules peuvent être obtenues dans les profondeurs des nuages ​​​​qui ont déjà commencé à s'effondrer. Il s’ensuit que cela se déroule selon un processus séquentiel, réalisé en plusieurs étapes. étapes, fragmentation de nuages ​​massifs. Cette image explique naturellement la naissance des étoiles en groupes - amas. Cependant, les questions liées à bilan thermique dans le nuage, le champ de vitesse qu'il contient, le mécanisme qui détermine le spectre de masse des fragments.

Les objets de masse stellaire effondrés sont appelés protoétoiles. Effondrement d'une protoétoile non rotative à symétrie sphérique sans champ magnétique. les champs en comprennent plusieurs. étapes. A l’instant initial, le nuage est homogène et isotherme. Il est transparent en lui-même. rayonnement, donc l'effondrement s'accompagne de pertes d'énergie volumétrique, Ch. arr. grâce au rayonnement thermique de la poussière, la coupe transmet sa cinétique. l'énergie d'une particule de gaz. Dans un nuage homogène il n'y a pas de gradient de pression et la compression commence en chute libre avec un temps caractéristique, où g- , - densité des nuages. Avec le début de la compression, une onde de raréfaction apparaît, se déplaçant vers le centre à la vitesse du son, et depuis l'effondrement se produit plus rapidement là où la densité est plus élevée, la protoétoile est divisée en un noyau compact et une coque étendue, dans laquelle la matière est répartie selon la loi. Lorsque la concentration de particules dans le noyau atteint ~ 10 11 cm -3, celui-ci devient opaque au rayonnement IR des grains de poussière. L'énergie libérée dans le noyau s'infiltre lentement vers la surface en raison de la conduction thermique radiative. La température commence à augmenter de manière presque adiabatique, cela entraîne une augmentation de la pression et le noyau devient hydrostatique. équilibre. La coquille continue de tomber sur le noyau et apparaît à sa périphérie. Les paramètres du noyau à ce moment dépendent faiblement de la masse totale de la protoétoile : K. À mesure que la masse du noyau augmente en raison de l'accrétion, sa température change presque adiabatiquement jusqu'à ce qu'elle atteigne 2000 K, lorsque la dissociation des molécules H 2 commence . Il s'agit d'une consommation d'énergie pour la dissociation, et non d'une augmentation de la cinétique. l'énergie des particules, la valeur de l'indice adiabatique devient inférieure à 4/3, les changements de pression ne sont pas en mesure de compenser les forces gravitationnelles et le noyau s'effondre à nouveau (voir). Un nouveau noyau paramétré est formé, entouré d'un front de choc, sur lequel s'accumulent les restes du premier noyau. Un réarrangement similaire du noyau se produit avec l’hydrogène.

La croissance ultérieure du noyau aux dépens de la matière de la coquille se poursuit jusqu'à ce que toute la matière tombe sur l'étoile ou soit dispersée sous l'influence de ou, si le noyau est suffisamment massif (voir). Protoétoiles avec un temps caractéristique de matière de coquille t a >t sais, leur luminosité est donc déterminée par la libération d'énergie des noyaux qui s'effondrent.

Une étoile, constituée d'un noyau et d'une enveloppe, est observée comme une source IR en raison du traitement du rayonnement dans l'enveloppe (la poussière de l'enveloppe, absorbant les photons du rayonnement UV du noyau, émet dans la plage IR). Lorsque la coquille devient optiquement mince, la protoétoile commence à être observée comme un objet ordinaire de nature stellaire. Les étoiles les plus massives conservent leur coquille jusqu'à ce que la combustion thermonucléaire de l'hydrogène commence au centre de l'étoile. La pression des radiations limite la masse des étoiles à probablement . Même si des étoiles plus massives se forment, elles s’avèrent instables sur le plan des pulsations et risquent de perdre leur puissance. une partie de la masse au stade de la combustion de l'hydrogène dans le noyau. La durée de la phase d'effondrement et de diffusion de la coquille protostellaire est du même ordre que le temps de chute libre du nuage parent, c'est-à-dire 10 5 -10 6 ans. Illuminés par le noyau, des amas de matière noire issus des restes de la coquille, accélérés par le vent stellaire, sont identifiés avec des objets Herbig-Haro (amas stellaires avec un spectre d'émission). Les étoiles de faible masse, lorsqu'elles deviennent visibles, se trouvent dans la région G.-R.D occupée par les étoiles T Tauri (naines), les plus massives se trouvent dans la région où se trouvent les étoiles à émission Herbig (classes spectrales précoces irrégulières avec des raies d'émission dans les spectres). ).

Évolution. traces de noyaux de protoétoiles à masse constante à l'étage hydrostatique. les compressions sont représentées sur la Fig. 1. Pour les étoiles de faible masse, au moment où l'hydrostatique s'établit. À l'équilibre, les conditions dans les noyaux sont telles que de l'énergie leur est transférée. Les calculs montrent que la température de surface d’une étoile entièrement convective est presque constante. Le rayon de l'étoile diminue continuellement, car elle continue de rétrécir. Avec une température de surface constante et un rayon décroissant, la luminosité de l'étoile devrait également tomber sur le G.-R.D. Ce stade d'évolution correspond à des tronçons verticaux de voies.

À mesure que la compression se poursuit, la température à l'intérieur de l'étoile augmente, la matière devient plus transparente et les étoiles avec align="absmiddle" width="90" height="17"> ont des noyaux radiants, mais les coquilles restent convectives. Les étoiles moins massives restent complètement convectives. Leur luminosité est contrôlée par une fine couche radiante dans la photosphère. Plus l'étoile est massive et plus sa température effective est élevée, plus son noyau radiatif est grand (dans les étoiles avec align="absmiddle" width="74" height="17"> le noyau radiatif apparaît immédiatement). En fin de compte, presque toute l'étoile (à l'exception de la zone convective de surface pour les étoiles de masse) entre dans un état d'équilibre radiatif, dans lequel toute l'énergie libérée dans le noyau est transférée par rayonnement.

3. Evolution basée sur les réactions nucléaires

À une température dans les noyaux de ~ 10 6 K, les premières réactions nucléaires commencent - le deutérium, le lithium et le bore brûlent. La quantité primaire de ces éléments est si petite que leur brûlage ne résiste pratiquement pas à la compression. La compression s'arrête lorsque la température au centre de l'étoile atteint ~ 10 6 K et que l'hydrogène s'enflamme, car L'énergie libérée lors de la combustion thermonucléaire de l'hydrogène est suffisante pour compenser les pertes par rayonnement (voir). Des étoiles homogènes, au cœur desquelles brûle l'hydrogène, se forment sur le G.-R.D. séquence principale initiale (IMS). Les étoiles massives atteignent le NGP plus rapidement que les étoiles de faible masse, car leur taux de perte d'énergie par unité de masse, et donc leur taux d'évolution, est supérieur à celui des étoiles de faible masse. Depuis son entrée au NGP E.z. se produit sur la base d'une combustion nucléaire dont les principales étapes sont résumées dans le tableau. La combustion nucléaire peut se produire avant la formation des éléments du groupe du fer, qui possèdent l'énergie de liaison la plus élevée parmi tous les noyaux. Évolution. traces d'étoiles sur G.-R.D. sont montrés sur la Fig. 2. L'évolution des valeurs centrales de température et de densité des étoiles est représentée sur la Fig. 3. Au K principal. source d'énergie yavl. réaction du cycle de l'hydrogène, dans son ensemble T- les réactions du cycle carbone-azote (CNO) (voir). Un effet secondaire du cycle CNO est. établir des concentrations d'équilibre de nucléides 14 N, 12 C, 13 C - 95 %, 4 % et 1 % en poids, respectivement. La prédominance de l'azote dans les couches où s'est produite la combustion de l'hydrogène est confirmée par les résultats d'observations dans lesquelles ces couches apparaissent en surface à la suite de la perte d'énergie externe. couches. Dans les étoiles au centre desquelles est réalisé le cycle CNO ( align="absmiddle" width="74" height="17">), un noyau convectif apparaît. La raison en est la très forte dépendance de la libération d'énergie à la température : . Le flux d'énergie rayonnante ~ T4(voir), il ne peut donc pas transférer toute l'énergie libérée, et une convection doit se produire, ce qui est plus efficace que le transfert radiatif. Dans les étoiles les plus massives, plus de 50 % de la masse stellaire est recouverte par la convection. L'importance du noyau convectif pour l'évolution est déterminée par le fait que le combustible nucléaire est uniformément épuisé dans une région beaucoup plus grande que la région de combustion effective, tandis que dans les étoiles sans noyau convectif, il ne brûle initialement que dans un petit voisinage du centre. , où la température est assez élevée. Le temps de combustion de l'hydrogène varie d'environ 10 à 10 ans pour . Le temps de toutes les étapes ultérieures de la combustion nucléaire ne dépasse pas 10 % du temps de combustion de l'hydrogène, c'est pourquoi les étoiles au stade de la combustion de l'hydrogène se forment sur le G.-R.D. région densément peuplée - (GP). Dans les étoiles dont la température au centre n'atteint jamais les valeurs nécessaires à la combustion de l'hydrogène, elles rétrécissent indéfiniment, se transformant en naines « noires ». L'épuisement de l'hydrogène entraîne une augmentation de la moyenne. poids moléculaire de la substance de base, et donc de maintenir l'hydrostatique. À l'équilibre, la pression au centre doit augmenter, ce qui entraîne une augmentation de la température au centre et du gradient de température à travers l'étoile, et par conséquent, de la luminosité. Une augmentation de la luminosité résulte également d’une diminution de l’opacité de la matière avec l’augmentation de la température. Le cœur se contracte pour maintenir les conditions de libération de l'énergie nucléaire avec une diminution de la teneur en hydrogène, et l'enveloppe se dilate en raison de la nécessité de transférer le flux d'énergie accru du cœur. Sur G.-R.d. l'étoile se déplace vers la droite du NGP. Une diminution de l'opacité entraîne la mort des noyaux convectifs dans toutes les étoiles, sauf les plus massives. Le taux d'évolution des étoiles massives est le plus élevé et elles sont les premières à quitter le MS. La durée de vie sur le MS concerne les étoiles d'env. 10 millions d'années, d'environ 70 millions d'années, et à partir de ca. 10 milliards d'années.

Lorsque la teneur en hydrogène du noyau diminue jusqu'à 1%, l'expansion des coquilles des étoiles avec align="absmiddle" width="66" height="17"> est remplacée par une contraction générale de l'étoile nécessaire au maintien de la libération d'énergie. . La compression de la coque provoque un échauffement de l'hydrogène dans la couche adjacente au noyau d'hélium jusqu'à la température de sa combustion thermonucléaire, et une couche source de libération d'énergie apparaît. Dans les étoiles de masse , dans lesquelles cela dépend moins de la température et où la région de libération d'énergie n'est pas si fortement concentrée vers le centre, il n'y a pas d'étape de compression générale.

E.z. après la combustion de l'hydrogène dépend de leur masse. Le facteur le plus important influençant le cours de l'évolution des étoiles de masse . dégénérescence du gaz électronique à haute densité. En raison de la densité élevée, le nombre d'états quantiques à faible énergie est limité en raison du principe de Pauli et les électrons remplissent les niveaux quantiques avec une énergie élevée, dépassant largement l'énergie de leur mouvement thermique. Caractéristique clé le gaz dégénéré est que sa pression p ne dépend que de la densité : pour la dégénérescence non relativiste et pour la dégénérescence relativiste. La pression gazeuse des électrons est bien supérieure à la pression des ions. Cela fait suite à ce qui est fondamental pour E.Z. conclusion : puisque la force gravitationnelle agissant sur une unité de volume d'un gaz relativistement dégénéré dépend de la densité au même titre que le gradient de pression, il doit y avoir une masse limite (voir), telle qu'à align="absmiddle" width="66 " height ="15"> la pression électronique ne peut pas contrecarrer la gravité et la compression commence. Limiter le poids align="absmiddle" width="139" height="17">. La limite de la région dans laquelle le gaz électronique est dégénéré est représentée sur la figure. 3. Dans les étoiles de faible masse, la dégénérescence joue déjà un rôle notable dans le processus de formation des noyaux d’hélium.

Le deuxième facteur déterminant E.z. aux stades ultérieurs, il s’agit de pertes d’énergie des neutrinos. Au fond des étoiles T~10 8 K principal. un rôle dans la naissance est joué par : le processus photoneutrino, la désintégration des quanta d'oscillation du plasma (plasmons) en paires neutrino-antineutrino (), l'annihilation des paires électron-positron () et (voir). La caractéristique la plus importante des neutrinos est que la matière de l’étoile leur est presque transparente et que les neutrinos éloignent librement l’énergie de l’étoile.

Le noyau d'hélium, dans lequel les conditions de combustion de l'hélium ne sont pas encore réunies, est comprimé. La température dans la source stratifiée adjacente au noyau augmente et le taux de combustion de l'hydrogène augmente. La nécessité de transférer un flux d'énergie accru entraîne une expansion de la coque, pour laquelle une partie de l'énergie est gaspillée. Comme la luminosité de l'étoile ne change pas, la température de sa surface baisse, et sur le G.-R.D. l'étoile se déplace vers la région occupée par les géantes rouges. Le temps de restructuration de l'étoile est inférieur de deux ordres de grandeur au temps nécessaire à l'hydrogène pour brûler dans le noyau, il y a donc peu d'étoiles entre la bande MS et la région des supergéantes rouges. . Avec une diminution de la température de la coque, sa transparence augmente, ce qui entraîne l'apparition d'un aspect extérieur. zone convective et la luminosité de l’étoile augmente.

L'élimination de l'énergie du noyau grâce à la conductivité thermique des électrons dégénérés et aux pertes de neutrinos dans les étoiles retarde le moment de la combustion de l'hélium. La température ne commence à augmenter sensiblement que lorsque le noyau devient presque isotherme. La combustion de 4 He détermine l'E.Z. à partir du moment où la libération d'énergie dépasse la perte d'énergie par conductivité thermique et rayonnement neutrino. La même condition s'applique à la combustion de tous les types ultérieurs de combustible nucléaire.

Une caractéristique remarquable des noyaux stellaires constitués de gaz dégénérés, refroidis par des neutrinos, est la « convergence » - la convergence des traces, qui caractérisent la relation entre densité et température. Tc au centre de l'étoile (Fig. 3). Le taux de libération d'énergie lors de la compression du noyau est déterminé par le taux d'ajout de matière à travers une source de couches et dépend uniquement de la masse du noyau pour un type de combustible donné. Un équilibre entre les entrées et les sorties d'énergie doit être maintenu dans le noyau, c'est pourquoi la même répartition de température et de densité est établie dans les noyaux des étoiles. Au moment où 4 He s'enflamme, la masse du noyau dépend de la teneur en éléments lourds. Dans les noyaux de gaz dégénérés, la combustion du 4 He a le caractère d'une explosion thermique, car l'énergie libérée lors de la combustion va augmenter l'énergie du mouvement thermique des électrons, mais la pression reste presque inchangée avec l'augmentation de la température jusqu'à ce que l'énérgie thermique les électrons n’est pas égale à l’énergie du gaz dégénéré d’électrons. Ensuite, la dégénérescence est supprimée et le noyau se dilate rapidement - un flash d'hélium se produit. Les éruptions d'hélium s'accompagnent probablement d'une perte de matière stellaire. En , où les étoiles massives ont depuis longtemps terminé leur évolution et les géantes rouges ont des masses, les étoiles au stade de combustion d'hélium se trouvent sur la branche horizontale du G.-R.D.

Dans les noyaux d'hélium des étoiles avec align="absmiddle" width="90" height="17"> le gaz n'est pas dégénéré, 4 Il s'enflamme doucement, mais les noyaux se dilatent également en raison de l'augmentation Tc. Dans les étoiles les plus massives, la combustion du 4 He se produit même lorsqu'elles sont actives. supergéantes bleues. L'expansion du noyau entraîne une diminution T dans la région de la source de la couche d'hydrogène, et la luminosité de l'étoile après l'éclatement d'hélium diminue. Pour maintenir l'équilibre thermique, la coquille se contracte et l'étoile quitte la région des supergéantes rouges. Lorsque le 4 He dans le noyau est épuisé, la compression du noyau et l'expansion de la coquille recommencent, l'étoile redevient une supergéante rouge. Une source de combustion en couches de 4 He se forme, qui domine la libération d'énergie. Externe apparaît à nouveau. zone convective. À mesure que l'hélium et l'hydrogène brûlent, l'épaisseur des couches sources diminue. Une fine couche de combustion d'hélium s'avère thermiquement instable, car avec une très forte sensibilité de libération d'énergie à la température (), la conductivité thermique de la substance est insuffisante pour éteindre les perturbations thermiques dans la couche de combustion. Lors des éruptions thermiques, une convection se produit dans la couche. S'il pénètre dans des couches riches en hydrogène, alors à la suite d'un processus lent ( s-processus, voir) des éléments avec des masses atomiques de 22 Ne à 209 B sont synthétisés.

La pression des radiations sur la poussière et les molécules formées dans les coquilles froides et étendues des supergéantes rouges entraîne une perte continue de matière à un rythme pouvant aller jusqu'à un an. La perte de masse continue peut être complétée par des pertes provoquées par l'instabilité de la combustion des couches ou par des pulsations, pouvant conduire à la libération d'une ou plusieurs couches. coquilles. Lorsque la quantité de substance au-dessus du noyau carbone-oxygène devient inférieure à une certaine limite, l'enveloppe est forcée de se comprimer afin de maintenir la température dans les couches de combustion jusqu'à ce que la compression soit capable d'entretenir la combustion ; star sur G.-R.D. se déplace presque horizontalement vers la gauche. A ce stade, l’instabilité des couches de combustion peut également conduire à une expansion de la coque et à une perte de matière. Tant que l'étoile est suffisamment chaude, elle est observée comme un noyau avec un ou plusieurs. coquilles. Lorsque les sources de couches se déplacent tellement vers la surface de l'étoile que leur température devient inférieure à celle requise pour la combustion nucléaire, l'étoile se refroidit et se transforme en une naine blanche avec , rayonnant en raison de la consommation d'énergie thermique du composant ionique de c'est la matière. Le temps de refroidissement caractéristique des naines blanches est d'environ 10 à 9 ans. La limite inférieure des masses des étoiles uniques se transformant en naines blanches n'est pas claire, elle est estimée à 3-6. Dans les étoiles c, le gaz électronique dégénère au stade de croissance des noyaux stellaires carbone-oxygène (C,O-). Comme dans les noyaux d'hélium des étoiles, en raison des pertes d'énergie des neutrinos, une « convergence » des conditions se produit au centre et au moment de la combustion du carbone dans le noyau C,O. La combustion du 12 C dans de telles conditions a très probablement le caractère d'une explosion et conduit à la destruction complète de l'étoile. Une destruction complète ne peut pas se produire si . Une telle densité est réalisable lorsque le taux de croissance du noyau est déterminé par l’accrétion de matière satellite dans un système binaire proche.

La vie interne d'une étoile est régulée par l'influence de deux forces : la force de gravité, qui contrecarre l'étoile et la maintient, et la force libérée lors des réactions nucléaires se produisant dans le noyau. Au contraire, elle a tendance à « pousser » l’étoile vers l’espace lointain. Durant les étapes de formation, une étoile dense et comprimée est fortement influencée par la gravité. En conséquence, un fort échauffement se produit, la température atteint 10 à 20 millions de degrés. Cela suffit pour déclencher des réactions nucléaires, à la suite desquelles l'hydrogène est converti en hélium.

Puis pendant longue période les deux forces s'équilibrent, l'étoile est dans un état stable. Lorsque le combustible nucléaire du cœur s’épuise progressivement, l’étoile entre dans une phase d’instabilité, deux forces s’opposant. Un moment critique arrive pour une étoile ; divers facteurs entrent en jeu : température, densité, composition chimique. La masse de l'étoile vient en premier ; l'avenir de cet astre en dépend : soit l'étoile explosera comme une supernova, soit se transformera en naine blanche, en étoile à neutrons ou en trou noir.

Comment l'hydrogène s'épuise

Seuls les plus grands corps célestes (environ 80 fois la masse de Jupiter) deviennent des étoiles, les plus petits (environ 17 fois plus petits que Jupiter) deviennent des planètes. Il existe également des corps de masse moyenne, ils sont trop gros pour appartenir à la classe des planètes, et trop petits et froids pour que des réactions nucléaires caractéristiques des étoiles se produisent dans leurs profondeurs.

Ces corps célestes de couleur sombre ont une faible luminosité et sont assez difficiles à distinguer dans le ciel. On les appelle « naines brunes ».

Ainsi, une étoile est formée de nuages ​​​​constitués de gaz interstellaire. Comme déjà noté, l'étoile reste assez longtemps dans un état d'équilibre. Vient ensuite une période d’instabilité. Destin supplémentaire les étoiles dépendent de divers facteurs. Considérons une hypothétique petite étoile dont la masse varie de 0,1 à 4 masses solaires. Un trait caractéristique des étoiles de faible masse est l'absence de convection dans les couches internes, c'est-à-dire les substances qui composent l'étoile ne se mélangent pas, comme c'est le cas dans les étoiles de grande masse.

Cela signifie que lorsque l’hydrogène du noyau s’épuise, il n’y a plus de nouvelles réserves de cet élément dans les couches externes. L'hydrogène brûle et se transforme en hélium. Petit à petit, le noyau s'échauffe, les couches superficielles déstabilisent leur propre structure et l'étoile, comme le montre le diagramme H-R, quitte lentement la phase de séquence principale. Dans la nouvelle phase, la densité de matière à l'intérieur de l'étoile augmente, la composition du noyau « dégénère » et, par conséquent, une consistance particulière apparaît. C'est différent de la matière normale.

Modification de matière

Lorsque la matière change, la pression dépend uniquement de la densité des gaz et non de la température.

Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, l'étoile se déplace vers la droite puis vers le haut, se rapprochant de la région de la géante rouge. Ses dimensions augmentent considérablement et de ce fait, la température des couches externes diminue. Le diamètre d'une géante rouge peut atteindre des centaines de millions de kilomètres. Lorsque la nôtre entrera dans cette phase, elle « avalera » Vénus, et si elle ne parvient pas à capturer la Terre, elle la réchauffera à tel point que la vie sur notre planète cessera d'exister.

Au cours de l'évolution d'une étoile, la température de son noyau augmente. Tout d'abord, des réactions nucléaires se produisent, puis, une fois la température optimale atteinte, l'hélium commence à fondre. Lorsque cela se produit, une augmentation soudaine de la température centrale provoque une éruption et l'étoile se déplace rapidement vers la gauche. Diagrammes G-R. C'est ce qu'on appelle le « flash d'hélium ». A ce moment, le noyau contenant de l'hélium brûle avec l'hydrogène, qui fait partie de la coque entourant le noyau. Sur le diagramme H-R, cette étape est enregistrée en se déplaçant vers la droite le long d'une ligne horizontale.

Dernières phases d'évolution

Lorsque l'hélium est transformé en carbone, le noyau est modifié. Sa température augmente jusqu'à (si l'étoile est grande) jusqu'à ce que le carbone commence à brûler. Une nouvelle épidémie survient. En tout cas, pendant dernières phases Au cours de l’évolution d’une étoile, il y a une perte importante de sa masse. Cela peut se produire progressivement ou soudainement, lors d’une explosion, lorsque les couches externes de l’étoile éclatent comme une grosse bulle. Dans ce dernier cas, une nébuleuse planétaire se forme - une coque sphérique, se propageant dans l'espace à une vitesse de plusieurs dizaines, voire centaines de km/s.

Le sort final d'une étoile dépend de la masse qui lui reste après tout ce qui s'y passe. Si elle a éjecté beaucoup de matière lors de toutes les transformations et éruptions et que sa masse ne dépasse pas 1,44 masse solaire, l'étoile se transforme en naine blanche. Ce chiffre est appelé « limite Chandra-sekhar » en l’honneur de l’astrophysicien pakistanais Subrahmanyan Chandrasekhar. Il s'agit de la masse maximale d'une étoile à laquelle une fin catastrophique ne peut pas se produire en raison de la pression des électrons dans le noyau.

Après l'explosion des couches externes, le noyau de l'étoile demeure et sa température de surface est très élevée, environ 100 000 °K. L'étoile se déplace vers le bord gauche du diagramme H-R et descend. Sa luminosité diminue à mesure que sa taille diminue.

L'étoile atteint lentement la zone de la naine blanche. Ce sont des étoiles de petit diamètre (comme la nôtre), mais caractérisées par une très forte densité, un million et demi de fois la densité de l'eau. Un centimètre cube de la matière qui constitue une naine blanche pèserait environ une tonne sur Terre !

Une naine blanche représente l’étape finale de l’évolution des étoiles, sans explosions. Elle se calme progressivement.

Les scientifiques estiment que la fin de la naine blanche est très lente, du moins depuis le début de l'Univers, il semble qu'aucune naine blanche n'ait souffert de « mort thermique ».

Si l’étoile est grande et que sa masse est supérieure à celle du Soleil, elle explosera comme une supernova. Lors d'une éruption, une étoile peut s'effondrer complètement ou partiellement. Dans le premier cas, il restera un nuage de gaz contenant des matières résiduelles de l’étoile. Dans le second, il reste un corps céleste de la plus haute densité - une étoile à neutrons ou un trou noir.

Fusion thermonucléaire à l'intérieur des étoiles

À ce moment-là, pour les étoiles dont la masse est supérieure à 0,8 masse solaire, le noyau devient transparent au rayonnement et le transfert d'énergie radiative dans le noyau prévaut, tandis que la coquille au sommet reste convective. Personne ne sait avec certitude comment les étoiles de masse inférieure arrivent sur la séquence principale, puisque le temps que ces étoiles passent dans la catégorie jeune dépasse l'âge de l'Univers. Toutes nos idées sur l’évolution de ces étoiles sont basées sur des calculs numériques.

Au fur et à mesure que l'étoile se contracte, la pression du gaz électronique dégénéré commence à augmenter, et dans un certain rayon de l'étoile, cette pression arrête l'augmentation de la température centrale, puis commence à la baisser. Et pour les étoiles inférieures à 0,08, cela s'avère fatal : l'énergie libérée lors des réactions nucléaires ne suffira jamais à couvrir les coûts des radiations. Ces sous-étoiles sont appelées naines brunes et leur destin est une compression constante jusqu'à ce que la pression du gaz dégénéré l'arrête, puis un refroidissement progressif avec l'arrêt de toutes les réactions nucléaires.

Jeunes étoiles de masse intermédiaire

Les jeunes étoiles de masse intermédiaire (de 2 à 8 fois la masse du Soleil) évoluent qualitativement exactement de la même façon que leurs petites sœurs, sauf qu'elles ne présentent pas de zones convectives jusqu'à la séquence principale.

Les objets de ce type sont associés à ce qu'on appelle. Étoiles Ae\Be Herbit à variables irrégulières de type spectral B-F5. Ils possèdent également des disques à réaction bipolaires. La vitesse d'écoulement, la luminosité et la température effective sont nettement plus élevées que pour τ Taureau, ils chauffent et dispersent donc efficacement les restes du nuage protostellaire.

Jeunes étoiles d'une masse supérieure à 8 masses solaires

En fait, ce sont déjà des étoiles normales. Pendant que la masse du noyau hydrostatique s'accumulait, l'étoile a réussi à franchir tous les étages intermédiaires et à échauffer les réactions nucléaires à tel point qu'elles ont compensé les pertes dues aux radiations. Pour ces étoiles, la fuite de masse et de luminosité est si importante qu'elle non seulement arrête l'effondrement des régions extérieures restantes, mais les repousse. Ainsi, la masse de l’étoile résultante est sensiblement inférieure à la masse du nuage protostellaire. Très probablement, cela explique l'absence dans notre galaxie d'étoiles représentant plus de 100 à 200 fois la masse du Soleil.

Cycle de vie d'une étoile

Parmi les étoiles formées, il existe une grande variété de couleurs et de tailles. Leur type spectral va du bleu chaud au rouge froid, et leur masse varie de 0,08 à plus de 200 masses solaires. La luminosité et la couleur d’une étoile dépendent de la température de sa surface, elle-même déterminée par sa masse. Toutes les nouvelles étoiles « prennent leur place » sur la séquence principale en fonction de leur composition chimique et de leur masse. Nous ne parlons pas du mouvement physique de l'étoile - seulement de sa position sur le diagramme indiqué, en fonction des paramètres de l'étoile. Autrement dit, nous parlons en fait uniquement de la modification des paramètres de l'étoile.

Ce qui se passe ensuite dépend encore une fois de la masse de l’étoile.

Années ultérieures et mort des étoiles

Vieilles étoiles de faible masse

À ce jour, on ne sait pas avec certitude ce qui arrive aux étoiles lumineuses une fois que leur réserve d’hydrogène est épuisée. Puisque l'univers a 13,7 milliards d'années, ce qui n'est pas assez long pour épuiser ses réserves d'hydrogène, théories modernes sont basés sur une modélisation informatique des processus se produisant dans ces étoiles.

Certaines étoiles ne peuvent fusionner l'hélium que dans certaines régions actives, provoquant une instabilité et de forts vents solaires. Dans ce cas, la formation d'une nébuleuse planétaire ne se produit pas et l'étoile ne fait que s'évaporer, devenant encore plus petite qu'une naine brune.

Mais une étoile d’une masse inférieure à 0,5 solaire ne sera jamais capable de synthétiser de l’hélium même après la fin des réactions impliquant l’hydrogène dans le noyau. Leur enveloppe stellaire n’est pas assez massive pour vaincre la pression générée par le noyau. Ces étoiles comprennent des naines rouges (telles que Proxima Centauri), qui figurent sur la séquence principale depuis des centaines de milliards d'années. Après l'arrêt des réactions thermonucléaires dans leur noyau, ils, en se refroidissant progressivement, continueront à émettre faiblement dans les domaines infrarouge et micro-onde du spectre électromagnétique.

Étoiles de taille moyenne

Quand l'étoile atteint taille moyenne(de 0,4 à 3,4 masses solaires) phase géante rouge, ses couches externes continuent de s'étendre, le noyau se contracte et les réactions commencent à synthétiser du carbone à partir de l'hélium. La fusion libère beaucoup d’énergie, donnant un répit temporaire à l’étoile. Pour une étoile de taille similaire au Soleil, ce processus peut prendre environ un milliard d’années.

Les changements dans la quantité d'énergie émise entraînent l'étoile à traverser des périodes d'instabilité, notamment des changements de taille, de température de surface et de production d'énergie. La production d’énergie se déplace vers un rayonnement basse fréquence. Tout cela s’accompagne d’une perte de masse croissante due aux forts vents solaires et aux pulsations intenses. Les étoiles de cette phase sont appelées étoiles de type tardif, Étoiles OH-IR ou des étoiles de type Mira, selon leurs caractéristiques exactes. Le gaz éjecté est relativement riche en éléments lourds produits à l'intérieur de l'étoile, comme l'oxygène et le carbone. Le gaz forme une coquille en expansion et se refroidit à mesure qu’il s’éloigne de l’étoile, permettant la formation de particules et de molécules de poussière. Avec le fort rayonnement infrarouge de l'étoile centrale, des conditions idéales pour l'activation des masers se forment dans ces coquilles.

Les réactions de combustion de l'hélium sont très sensibles à la température. Cela conduit parfois à une grande instabilité. De violentes pulsations se produisent, qui finissent par transmettre suffisamment d'énergie cinétique aux couches externes pour être éjectées et devenir une nébuleuse planétaire. Au centre de la nébuleuse reste le noyau de l'étoile qui, en refroidissant, se transforme en une naine blanche à l'hélium, ayant généralement une masse allant jusqu'à 0,5-0,6 solaire et un diamètre de l'ordre du diamètre de la Terre. .

Naines blanches

La grande majorité des étoiles, dont le Soleil, terminent leur évolution en se contractant jusqu'à ce que la pression des électrons dégénérés équilibre la gravité. Dans cet état, lorsque la taille de l'étoile diminue de cent fois et que la densité devient un million de fois supérieure à la densité de l'eau, l'étoile est appelée naine blanche. Il est privé de sources d'énergie et, en se refroidissant progressivement, devient sombre et invisible.

Dans les étoiles plus massives que le Soleil, la pression des électrons dégénérés ne peut pas contenir la compression du noyau, et elle continue jusqu'à ce que la plupart des particules soient converties en neutrons, si étroitement compactés que la taille de l'étoile se mesure en kilomètres et est de 100. une eau un million de fois plus dense. Un tel objet s’appelle une étoile à neutrons ; son équilibre est maintenu par la pression de la matière neutronique dégénérée.

Étoiles supermassives

Une fois que les couches externes d’une étoile d’une masse supérieure à cinq masses solaires se sont dispersées pour former une supergéante rouge, le noyau commence à se comprimer en raison des forces gravitationnelles. À mesure que la compression augmente, la température et la densité augmentent, et nouvelle séquence réactions thermonucléaires. Dans de telles réactions, des éléments lourds sont synthétisés, ce qui limite temporairement l'effondrement du noyau.

En fin de compte, à mesure que des éléments de plus en plus lourds du tableau périodique se forment, le fer 56 est synthétisé à partir du silicium. Jusqu'à présent, la synthèse des éléments libérés un grand nombre de En énergie, cependant, c'est le noyau de fer -56 qui présente le défaut de masse maximal et la formation de noyaux plus lourds est défavorable. Par conséquent, lorsque le noyau de fer d'une étoile atteint une certaine valeur, la pression qui y règne n'est plus capable de résister à la force colossale de la gravité, et l'effondrement immédiat du noyau se produit avec la neutronisation de sa matière.

Ce qui se passera ensuite n’est pas tout à fait clair. Mais quoi qu’il en soit, cela provoque une explosion de supernova d’une puissance incroyable en quelques secondes.

L'explosion de neutrinos qui l'accompagne provoque une onde de choc. De puissants jets de neutrinos et un champ magnétique rotatif repoussent une grande partie de la matière accumulée par l'étoile - les éléments dits germes, notamment le fer et les éléments plus légers. La matière qui explose est bombardée par des neutrons émis par le noyau, les capturant et créant ainsi un ensemble d'éléments plus lourds que le fer, y compris des éléments radioactifs, jusqu'à l'uranium (et peut-être même le californium). Ainsi, les explosions de supernova expliquent la présence d'éléments plus lourds que le fer dans la matière interstellaire.

L'onde de choc et les jets de neutrinos transportent la matière de l'étoile mourante vers l'espace interstellaire. Par la suite, en se déplaçant dans l’espace, ce matériau de supernova pourrait entrer en collision avec d’autres débris spatiaux, et éventuellement participer à la formation de nouvelles étoiles, planètes ou satellites.

Les processus se produisant lors de la formation d'une supernova sont encore à l'étude et jusqu'à présent, cette question n'est pas claire. On peut également se demander ce qu’il reste réellement de l’étoile d’origine. Toutefois, deux options sont envisagées :

Étoiles à neutrons

On sait que dans certaines supernovae, la forte gravité dans les profondeurs de la supergéante fait tomber les électrons dans le noyau atomique, où ils fusionnent avec les protons pour former des neutrons. Les forces électromagnétiques séparant les noyaux voisins disparaissent. Le noyau de l'étoile est désormais une boule dense de noyaux atomiques et de neutrons individuels.

Ces étoiles, connues sous le nom d'étoiles à neutrons, sont extrêmement petites - pas plus de grande ville, et ont une densité incroyablement élevée. Leur période orbitale devient extrêmement courte à mesure que la taille de l'étoile diminue (en raison de la conservation du moment cinétique). Certains font 600 tours par seconde. Lorsque l'axe reliant les pôles magnétiques nord et sud de cette étoile en rotation rapide pointe vers la Terre, une impulsion de rayonnement peut être détectée se répétant à des intervalles égaux à la période orbitale de l'étoile. Ces étoiles à neutrons furent appelées « pulsars » et furent les premières étoiles à neutrons découvertes.

Trous noirs

Toutes les supernovae ne deviennent pas des étoiles à neutrons. Si l'étoile a une masse suffisamment grande, alors l'effondrement de l'étoile se poursuivra et les neutrons eux-mêmes commenceront à tomber vers l'intérieur jusqu'à ce que son rayon devienne inférieur au rayon de Schwarzschild. L’étoile devient alors un trou noir.

L’existence des trous noirs a été prédite par la théorie de la relativité générale. Selon la relativité générale, la matière et l’information ne peuvent en aucun cas quitter un trou noir. Cependant, la mécanique quantique permet des exceptions à cette règle.

Il en reste un certain nombre questions ouvertes. Le principal d’entre eux : « Y a-t-il des trous noirs ? » Après tout, pour dire exactement quoi cet objet Ce trou noir doit être observé sur son horizon d’événements. Toutes les tentatives en ce sens se sont soldées par un échec. Mais il y a encore de l'espoir, puisque certains objets ne peuvent être expliqués sans impliquer une accrétion, et une accrétion sur un objet sans surface solide, mais cela ne prouve pas l'existence même des trous noirs.

Des questions sont également ouvertes : est-il possible qu’une étoile s’effondre directement dans un trou noir, en contournant une supernova ? Existe-t-il des supernovae qui deviendront plus tard des trous noirs ? Quelle est l'influence exacte de la masse initiale d'une étoile sur la formation des objets à la fin de son cycle de vie ?

> Cycle de vie d'une étoile

Description la vie et la mort des étoiles: stades de développement avec photos, nuages ​​moléculaires, protoétoile, T Tauri, séquence principale, géante rouge, naine blanche.

Tout dans ce monde évolue. Tout cycle commence par la naissance, la croissance et se termine par la mort. Bien entendu, les étoiles vivent ces cycles d’une manière particulière. Rappelons au moins que leurs délais sont plus longs et se mesurent en millions et milliards d’années. De plus, leur mort entraîne certaines conséquences. À quoi cela ressemble-t-il cycle de vie des étoiles?

Premier cycle de vie d'une étoile : nuages ​​moléculaires

Commençons par la naissance d'une star. Imaginez un énorme nuage de gaz moléculaire froid qui peut exister tranquillement dans l’Univers sans aucun changement. Mais soudain, une supernova explose non loin de là ou entre en collision avec un autre nuage. Grâce à une telle poussée, le processus de destruction est activé. Il est divisé en petites parties dont chacune est rétractée sur elle-même. Comme vous l’avez déjà compris, tous ces groupes se préparent à devenir des stars. La gravité réchauffe la température et l’élan stocké maintient le processus de rotation. Le diagramme du bas montre clairement le cycle des étoiles (vie, étapes de développement, options de transformation et mort d'un corps céleste avec une photo).

Deuxième cycle de vie d'une étoile : Protoétoile

Le matériau se condense plus densément, s’échauffe et est repoussé par l’effondrement gravitationnel. Un tel objet est appelé une protoétoile, autour de laquelle se forme un disque de matière. La pièce est attirée par l'objet, augmentant sa masse. Les débris restants se regrouperont et créeront un système planétaire. Le développement ultérieur de l’étoile dépend entièrement de sa masse.

Troisième cycle de vie d'une étoile : T Taureau

Lorsque du matériel atteint une étoile, il est libéré grande quantitéénergie. Le nouvel étage stellaire doit son nom au prototype - T Tauri. C'est une étoile variable située à 600 années-lumière (près).

Il peut atteindre une grande luminosité car le matériau se décompose et libère de l'énergie. Mais la partie centrale n’a pas assez de température pour supporter la fusion nucléaire. Cette phase dure 100 millions d'années.

Quatrième cycle de vie d'une étoile :Séquence principale

À un certain moment, la température du corps céleste atteint le niveau requis, activant la fusion nucléaire. Toutes les stars passent par là. L'hydrogène se transforme en hélium, libérant énormément de chaleur et d'énergie.

L'énergie est libérée sous forme de rayons gamma, mais en raison du mouvement lent de l'étoile, elle tombe avec la même longueur d'onde. La lumière est expulsée et entre en conflit avec la gravité. Nous pouvons supposer qu'un équilibre idéal est créé ici.

Combien de temps restera-t-elle dans la séquence principale ? Il faut partir de la masse de l'étoile. Les naines rouges (la moitié de la masse du Soleil) peuvent brûler leur réserve de carburant pendant des centaines de milliards (billions) d'années. Les étoiles moyennes (comme ) vivent entre 10 et 15 milliards. Mais les plus grands ont des milliards ou des millions d’années. Voyez à quoi ressemblent l'évolution et la mort des étoiles de différentes classes dans le diagramme.

Cinquième cycle de vie d'une étoile : géant rouge

Pendant le processus de fusion, l’hydrogène s’épuise et l’hélium s’accumule. Lorsqu’il ne reste plus d’hydrogène, toutes les réactions nucléaires s’arrêtent et l’étoile commence à rétrécir sous l’effet de la gravité. La coquille d'hydrogène autour du noyau s'échauffe et s'enflamme, provoquant une croissance de l'objet 1 000 à 10 000 fois plus grande. À un certain moment, notre Soleil répétera ce sort, s’élevant jusqu’à l’orbite terrestre.

La température et la pression atteignent leur maximum et l’hélium fusionne en carbone. À ce stade, l’étoile rétrécit et cesse d’être une géante rouge. Avec une plus grande massivité, l'objet brûlera d'autres éléments lourds.

Sixième cycle de vie d'une étoile : nain blanc

Une étoile de masse solaire n’a pas suffisamment de pression gravitationnelle pour fusionner le carbone. La mort survient donc avec la fin de l’hélium. Les couches externes sont éjectées et une naine blanche apparaît. Il fait chaud au début, mais après des centaines de milliards d’années, il se refroidit.