Étoile filante de l’évolution. Cycle de vie d'une étoile

Il occupe un point dans le coin supérieur droit : il a une luminosité élevée et une température basse. Le rayonnement principal se produit dans la gamme infrarouge. Le rayonnement de la coquille de poussière froide nous parvient. Au cours du processus d'évolution, la position de l'étoile sur le diagramme changera. La seule source d’énergie à ce stade est la compression gravitationnelle. Par conséquent, l’étoile se déplace assez rapidement parallèlement à l’axe des ordonnées.

La température de surface ne change pas, mais le rayon et la luminosité diminuent. La température au centre de l'étoile augmente, atteignant une valeur à laquelle commencent les réactions avec des éléments légers : lithium, béryllium, bore, qui brûlent rapidement, mais parviennent à ralentir la compression. La piste tourne parallèlement à l'axe des ordonnées, la température à la surface de l'étoile augmente et la luminosité reste presque constante. Enfin, au centre de l'étoile commencent les réactions de formation d'hélium à partir d'hydrogène (combustion de l'hydrogène). L'étoile entre dans la séquence principale.

La durée de la phase initiale est déterminée par la masse de l'étoile. Pour des étoiles comme le Soleil, c'est environ 1 million d'années, pour une étoile de masse 10 M☉ environ 1000 fois moins, et pour une étoile de masse 0,1 M☉ des milliers de fois plus.

Jeunes étoiles de faible masse

Au début de l'évolution, une étoile de faible masse possède un noyau radiant et une enveloppe convective (Fig. 82, I).

Au stade de la séquence principale, l'étoile brille en raison de la libération d'énergie lors des réactions nucléaires de conversion de l'hydrogène en hélium. L'apport d'hydrogène assure la luminosité d'une étoile de masse 1 M☉ environ d’ici 10 10 ans. Les étoiles de plus grande masse consomment de l'hydrogène plus rapidement : par exemple, une étoile de masse 10 M☉ consommera de l'hydrogène en moins de 10 7 ans (la luminosité est proportionnelle à la puissance quatrième de la masse).

Étoiles de faible masse

À mesure que l’hydrogène brûle, les régions centrales de l’étoile sont fortement comprimées.

Étoiles de grande masse

Après avoir atteint la séquence principale, l'évolution d'une étoile de masse élevée (>1,5 M☉) est déterminée par les conditions de combustion du combustible nucléaire dans les entrailles de l'étoile. Au stade de la séquence principale, il s'agit de la combustion de l'hydrogène, mais contrairement aux étoiles de faible masse, les réactions du cycle carbone-azote dominent dans le noyau. Dans ce cycle, les atomes de C et de N jouent le rôle de catalyseurs. Le taux de libération d'énergie dans les réactions d'un tel cycle est proportionnel à T 17. Ainsi, un noyau convectif se forme dans le noyau, entouré d'une zone dans laquelle le transfert d'énergie s'effectue par rayonnement.

La luminosité des étoiles de grande masse est bien supérieure à celle du Soleil et l'hydrogène est consommé beaucoup plus rapidement. Cela est également dû au fait que la température au centre de ces étoiles est également beaucoup plus élevée.

À mesure que la proportion d’hydrogène dans la matière du noyau convectif diminue, le taux de libération d’énergie diminue. Mais comme le taux de libération est déterminé par la luminosité, le noyau commence à se comprimer et le taux de libération d'énergie reste constant. Dans le même temps, l’étoile s’agrandit et se déplace dans la région des géantes rouges.

Étoiles de faible masse

Au moment où l’hydrogène est complètement brûlé, un petit noyau d’hélium se forme au centre d’une étoile de faible masse. Dans le noyau, la densité de matière et la température atteignent respectivement des valeurs de 10 9 kg/m et 10 8 K. La combustion de l'hydrogène se produit à la surface du noyau. À mesure que la température dans le noyau augmente, le taux de combustion de l’hydrogène augmente et la luminosité augmente. La zone radiante disparaît progressivement. Et en raison de l'augmentation de la vitesse des flux convectifs, les couches externes de l'étoile se gonflent. Sa taille et sa luminosité augmentent - l'étoile se transforme en géante rouge (Fig. 82, II).

Étoiles de grande masse

Lorsque l’hydrogène d’une étoile de grande masse est complètement épuisé, une triple réaction d’hélium commence à se produire dans le noyau et en même temps la réaction de formation d’oxygène (3He=>C et C+He=>0). Dans le même temps, l’hydrogène commence à brûler à la surface du noyau d’hélium. La première source de calque apparaît.

La réserve d'hélium s'épuise très rapidement, car dans les réactions décrites, relativement peu d'énergie est libérée à chaque acte élémentaire. L'image se répète, et deux sources de couches apparaissent dans l'étoile, et la réaction C+C=>Mg commence dans le noyau.

Le parcours évolutif s'avère très complexe (Fig. 84). Sur le diagramme de Hertzsprung-Russell, l'étoile se déplace le long de la séquence des géantes ou (avec une très grande masse dans la région des supergéantes) devient périodiquement un Cephei.

Anciennes étoiles de faible masse

Dans une étoile de faible masse, finalement, la vitesse du flux convectif atteint à un certain niveau la deuxième vitesse de fuite, la coquille se détache et l'étoile se transforme en une naine blanche entourée d'une nébuleuse planétaire.

La trajectoire évolutive d'une étoile de faible masse sur le diagramme de Hertzsprung-Russell est illustrée à la figure 83.

Mort des grandes stars

À la fin de son évolution, une étoile de grande masse présente une structure très complexe. Chaque couche a sa propre composition chimique, des réactions nucléaires se produisent dans plusieurs sources de couches et un noyau de fer se forme au centre (Fig. 85).

Les réactions nucléaires avec le fer ne se produisent pas, car elles nécessitent une dépense (et non une libération) d'énergie. Par conséquent, le noyau de fer se contracte rapidement, la température et la densité y augmentent, atteignant des valeurs fantastiques - une température de 10 9 K et une pression de 10 9 kg/m 3. Matériel du site

À ce moment-là, deux processus importants commencent, se produisant simultanément et très rapidement dans le noyau (apparemment en quelques minutes). La première est que lors de collisions nucléaires, les atomes de fer se désintègrent en 14 atomes d’hélium, la seconde est que les électrons sont « pressés » en protons, formant ainsi des neutrons. Les deux processus sont associés à l’absorption d’énergie et la température dans le noyau (également la pression) chute instantanément. Les couches externes de l’étoile commencent à tomber vers le centre.

La chute des couches externes entraîne une forte augmentation de leur température. L'hydrogène, l'hélium et le carbone commencent à brûler. Ceci s’accompagne d’un puissant flux de neutrons provenant du noyau central. En conséquence, une puissante explosion nucléaire se produit, projetant les couches externes de l'étoile, contenant déjà tous les éléments lourds, jusqu'au Californie. Selon les conceptions modernes, tous les atomes d'éléments chimiques lourds (c'est-à-dire plus lourds que l'hélium) se sont formés dans l'Univers précisément lors d'éruptions cutanées.

Bien que les étoiles semblent éternelles à l’échelle du temps humain, elles naissent, vivent et meurent, comme tout dans la nature. Selon l'hypothèse généralement acceptée des nuages ​​​​de gaz et de poussière, une étoile naît à la suite de la compression gravitationnelle d'un nuage de gaz et de poussière interstellaire. À mesure qu'un tel nuage s'épaissit, il se forme d'abord protoétoile, la température en son centre augmente régulièrement jusqu'à atteindre la limite nécessaire pour que la vitesse de mouvement thermique des particules dépasse le seuil après lequel les protons sont capables de vaincre les forces macroscopiques de répulsion électrostatique mutuelle ( cm. Loi de Coulomb) et entrer dans une réaction de fusion thermonucléaire ( cm. Désintégration et fusion nucléaires).

À la suite d'une réaction de fusion thermonucléaire en plusieurs étapes, quatre protons forment finalement un noyau d'hélium (2 protons + 2 neutrons) et toute une fontaine de diverses particules élémentaires est libérée. A l’état final, la masse totale des particules formées est moins les masses des quatre protons initiaux, ce qui signifie que de l'énergie libre est libérée lors de la réaction ( cm. Théorie de la relativité). Pour cette raison, le noyau interne de l'étoile nouveau-née se réchauffe rapidement jusqu'à des températures ultra élevées et son excès d'énergie commence à éclabousser sa surface la moins chaude - et à l'extérieur. Dans le même temps, la pression au centre de l'étoile commence à augmenter ( cm.Équation d'état d'un gaz parfait). Ainsi, en « brûlant » de l’hydrogène au cours d’une réaction thermonucléaire, l’étoile ne permet pas aux forces d’attraction gravitationnelle de se comprimer jusqu’à un état super-dense, contrant ainsi l’effondrement gravitationnel avec une pression thermique interne continuellement renouvelée, ce qui entraîne une stabilité. équilibre énergétique. Les étoiles brûlant activement de l'hydrogène seraient dans la « phase primaire » de leur cycle de vie ou évolution ( cm. diagramme de Hertzsprung-Russell). La transformation d’un élément chimique en un autre à l’intérieur d’une étoile s’appelle fusion nucléaire ou nucléosynthèse.

En particulier, le Soleil est au stade actif de la combustion d'hydrogène dans le processus de nucléosynthèse active depuis environ 5 milliards d'années, et les réserves d'hydrogène dans le noyau pour sa continuation devraient suffire à notre astre pendant encore 5,5 milliards d'années. Plus l'étoile est massive, plus elle dispose d'un approvisionnement en hydrogène, mais pour contrecarrer les forces d'effondrement gravitationnel, elle doit brûler de l'hydrogène à une intensité qui dépasse le taux de croissance des réserves d'hydrogène à mesure que la masse de l'étoile augmente. Ainsi, plus l'étoile est massive, plus sa durée de vie est courte, déterminée par l'épuisement des réserves d'hydrogène, et les plus grosses étoiles s'éteignent littéralement en « quelques » dizaines de millions d'années. Les plus petites étoiles, en revanche, vivent confortablement pendant des centaines de milliards d’années. Ainsi, à cette échelle, notre Soleil appartient à la « classe moyenne forte ».

Tôt ou tard, cependant, n’importe quelle étoile épuisera tout l’hydrogène apte à la combustion dans son four thermonucléaire. Quelle est la prochaine étape ? Cela dépend aussi de la masse de l’étoile. Le soleil (et toutes les étoiles n’excédant pas sa masse de plus de huit fois) mettent fin à ma vie d’une manière très banale. Alors que les réserves d'hydrogène dans les entrailles de l'étoile s'épuisent, les forces de compression gravitationnelle, qui attendaient patiemment cette heure depuis le moment même de la naissance de l'étoile, commencent à prendre le dessus - et sous leur influence l'étoile commence à rétrécir et à devenir plus dense. Ce processus a un double effet : la température dans les couches immédiatement autour du noyau de l'étoile augmente jusqu'à un niveau auquel l'hydrogène qu'elles contiennent subit finalement une fusion thermonucléaire pour former de l'hélium. Dans le même temps, la température dans le noyau lui-même, désormais constitué presque entièrement d'hélium, augmente tellement que l'hélium lui-même, sorte de « cendre » de la réaction de nucléosynthèse primaire en voie de disparition, entre dans une nouvelle réaction de fusion thermonucléaire : de trois noyaux d'hélium, un noyau de carbone est formé. Ce processus de réaction de fusion thermonucléaire secondaire, alimenté par les produits de la réaction primaire, est l'un des moments clés du cycle de vie des étoiles.

Lors de la combustion secondaire de l'hélium dans le noyau de l'étoile, une telle quantité d'énergie est libérée que l'étoile commence littéralement à gonfler. En particulier, la coquille du Soleil, à ce stade de la vie, s'étendra au-delà de l'orbite de Vénus. Dans ce cas, l'énergie totale du rayonnement de l'étoile reste à peu près au même niveau que pendant la phase principale de sa vie, mais comme cette énergie est désormais émise à travers une surface beaucoup plus grande, la couche externe de l'étoile se refroidit jusqu'au partie rouge du spectre. L'étoile se transforme en géante rouge.

Pour les étoiles de classe solaire, une fois épuisé le combustible qui alimente la réaction de nucléosynthèse secondaire, l’étape de l’effondrement gravitationnel recommence, cette fois finale. La température à l’intérieur du noyau n’est plus en mesure d’atteindre le niveau nécessaire pour initier le niveau suivant de réaction thermonucléaire. Par conséquent, l’étoile se contracte jusqu’à ce que les forces d’attraction gravitationnelle soient équilibrées par la prochaine barrière de force. Son rôle est joué par pression dégénérée du gaz électronique(cm. limite de Chandrasekhar). Les électrons, qui jusqu'à ce stade jouaient le rôle de figurants au chômage dans l'évolution de l'étoile, ne participant pas aux réactions de fusion nucléaire et se déplaçant librement entre les noyaux en cours de fusion, se retrouvent à un certain stade de compression privés d'« espace vital ». et commencer à « résister » à une nouvelle compression gravitationnelle de l’étoile. L'état de l'étoile se stabilise et elle se transforme en un état dégénéré naine blanche, qui rayonnera la chaleur résiduelle dans l’espace jusqu’à ce qu’il refroidisse complètement.

Les étoiles plus massives que le Soleil connaissent une fin bien plus spectaculaire. Après la combustion de l'hélium, leur masse lors de la compression s'avère suffisante pour chauffer le noyau et l'enveloppe aux températures nécessaires au lancement des prochaines réactions de nucléosynthèse - carbone, puis silicium, magnésium - et ainsi de suite, au fur et à mesure que les masses nucléaires croissent. De plus, au début de chaque nouvelle réaction au cœur de l’étoile, la précédente se poursuit dans sa coquille. En fait, tous les éléments chimiques, y compris le fer, qui composent l'Univers, se sont formés précisément à la suite de la nucléosynthèse dans les profondeurs d'étoiles mourantes de ce type. Mais le fer est la limite ; il ne peut pas servir de combustible pour des réactions de fusion nucléaire ou de désintégration à n'importe quelle température ou pression, car sa désintégration et l'ajout de nucléons supplémentaires nécessitent un afflux d'énergie externe. En conséquence, une étoile massive accumule progressivement un noyau de fer à l’intérieur d’elle, qui ne peut plus servir de combustible pour d’autres réactions nucléaires.

Une fois que la température et la pression à l’intérieur du noyau atteignent un certain niveau, les électrons commencent à interagir avec les protons des noyaux de fer, entraînant la formation de neutrons. Et en très peu de temps - certains théoriciens estiment que cela ne prend que quelques secondes - les électrons libres tout au long de l'évolution précédente de l'étoile se dissolvent littéralement dans les protons des noyaux de fer, la substance entière du noyau de l'étoile se transforme en un paquet solide de neutrons et commence à se comprimer rapidement lors d'un effondrement gravitationnel, puisque la pression antagoniste du gaz électronique dégénéré tombe à zéro. L'enveloppe extérieure de l'étoile, sous laquelle tout support est arraché, s'effondre vers le centre. L'énergie de collision de la coque extérieure effondrée avec le noyau de neutrons est si élevée qu'elle rebondit à une vitesse énorme et se disperse dans toutes les directions à partir du noyau - et l'étoile explose littéralement dans un éclair aveuglant. supernova étoiles. En quelques secondes, une explosion de supernova peut libérer plus d’énergie dans l’espace que toutes les étoiles de la galaxie réunies au même moment.

Après l'explosion d'une supernova et l'expansion de la coquille d'étoiles d'une masse d'environ 10 à 30 masses solaires, l'effondrement gravitationnel en cours conduit à la formation d'une étoile à neutrons dont la matière est comprimée jusqu'à ce qu'elle commence à se faire sentir. pression des neutrons dégénérés - en d'autres termes, les neutrons (tout comme les électrons auparavant) commencent à résister à une compression supplémentaire, ce qui nécessite à moi-même espace vital. Cela se produit généralement lorsque l’étoile atteint une taille d’environ 15 km de diamètre. Le résultat est une étoile à neutrons en rotation rapide, émettant des impulsions électromagnétiques à la fréquence de sa rotation ; ces étoiles s'appellent pulsars. Enfin, si la masse du noyau de l'étoile dépasse 30 masses solaires, rien ne peut arrêter son nouvel effondrement gravitationnel, et une explosion de supernova entraîne

Considérons brièvement les principales étapes de l'évolution stellaire.

Modifications des caractéristiques physiques, de la structure interne et de la composition chimique d'une étoile au fil du temps.

Fragmentation de la matière. .

On suppose que les étoiles se forment lors de la compression gravitationnelle de fragments d'un nuage de gaz et de poussière. Ainsi, les soi-disant globules peuvent être des lieux de formation d'étoiles.

Un globule est un nuage interstellaire dense et opaque de poussière moléculaire (poussière de gaz), observé sur fond de nuages ​​​​lumineux de gaz et de poussière sous la forme d'une formation ronde sombre. Se compose principalement d'hydrogène moléculaire (H 2) et d'hélium ( Il ) avec un mélange de molécules d'autres gaz et de grains de poussière interstellaire solides. Température du gaz dans le globule (principalement la température de l'hydrogène moléculaire) T≈ 10÷ 50K, densité moyenne n~ 10 5 particules/cm 3, soit plusieurs ordres de grandeur supérieurs à ceux des nuages ​​​​de gaz et de poussière ordinaires les plus denses, diamètre D~ 0,1÷ 1. Masse de globules M≤ 10 2 × M ⊙ . Dans certains globules, type jeune T Taureau.

Le nuage est comprimé par sa propre gravité en raison de l'instabilité gravitationnelle, qui peut survenir soit spontanément, soit à la suite de l'interaction du nuage avec une onde de choc provenant d'un flux de vent stellaire supersonique provenant d'une autre source proche de formation d'étoiles. Il existe d’autres causes possibles d’instabilité gravitationnelle.

Des études théoriques montrent que dans les conditions qui existent dans les nuages ​​moléculaires ordinaires (T≈ 10 ÷ 30K et n~ 10 2 particules/cm 3), la première peut se produire dans des volumes nuageux de masse M≥ 10 3 × M ⊙ . Dans un tel nuage en contraction, une désintégration plus poussée en fragments moins massifs est possible, dont chacun se comprimera également sous l'influence de sa propre gravité. Les observations montrent que dans la Galaxie, au cours du processus de formation d'étoiles, naît non pas une, mais un groupe d'étoiles de masses différentes, par exemple un amas d'étoiles ouvert.

Lorsqu'elle est comprimée dans les régions centrales du nuage, la densité augmente, ce qui entraîne un moment où la substance de cette partie du nuage devient opaque à son propre rayonnement. Dans les profondeurs du nuage, une condensation dense et stable apparaît, que les astronomes appellent oh.

La fragmentation de la matière est la désintégration d'un nuage de poussière moléculaire en parties plus petites, dont la plus grande conduit à l'apparition.

– un objet astronomique qui est en scène, à partir duquel après un certain temps (pour la masse solaire cette fois T ~ 10 8 ans) la normale se forme.

Avec la poursuite de la chute de la matière de l'enveloppe gazeuse sur le noyau (accrétion), la masse de ce dernier, et donc la température, augmente tellement que la pression du gaz et la pression radiante sont comparées aux forces. La compression du noyau s'arrête. La formation est entourée d’une coquille de gaz et de poussière, opaque au rayonnement optique, ne laissant passer que les rayonnements infrarouges et de plus grandes longueurs d’onde. Un tel objet (-cocon) est observé comme une puissante source de rayonnement radio et infrarouge.

Avec une nouvelle augmentation de la masse et de la température du noyau, une légère pression arrête l'accrétion et les restes de la coque sont dispersés dans l'espace. Un jeune apparaît dont les caractéristiques physiques dépendent de sa masse et de sa composition chimique initiale.

La principale source d’énergie d’une étoile naissante est apparemment l’énergie libérée lors de la compression gravitationnelle. Cette hypothèse découle du théorème du virial : dans un système stationnaire, la somme de l'énergie potentielle E p tous les membres du système et doubler l’énergie cinétique 2 E à de ces termes est égal à zéro :

E p + 2 E k = 0. (39)

Le théorème est valable pour les systèmes de particules se déplaçant dans une région limitée de l'espace sous l'influence de forces dont l'ampleur est inversement proportionnelle au carré de la distance entre les particules. Il s’ensuit que l’énergie thermique (cinétique) est égale à la moitié de l’énergie gravitationnelle (potentielle). Lorsqu'une étoile se contracte, l'énergie totale de l'étoile diminue, tandis que l'énergie gravitationnelle diminue : la moitié du changement d'énergie gravitationnelle quitte l'étoile par rayonnement, et en raison de la seconde moitié, l'énergie thermique de l'étoile augmente.

Jeunes étoiles de faible masse(jusqu'à trois masses solaires) qui s'approchent de la séquence principale sont complètement convectives ; le processus de convection couvre toutes les zones de l'étoile. Ce sont essentiellement des protoétoiles, au centre desquelles les réactions nucléaires ne font que commencer, et toutes les radiations se produisent principalement à cause de cela. Il n’a pas encore été établi que l’étoile décroît à une température effective constante. Sur le diagramme de Hertzsprung-Russell, ces étoiles forment une piste presque verticale appelée piste Hayashi. À mesure que la compression ralentit, le jeune se rapproche de la séquence principale.

À mesure que l'étoile se contracte, la pression du gaz électronique dégénéré commence à augmenter, et lorsqu'un certain rayon de l'étoile est atteint, la compression s'arrête, ce qui entraîne un arrêt de la croissance ultérieure de la température centrale provoquée par la compression, et puis à sa diminution. Pour les étoiles de moins de 0,0767 masse solaire, cela n'arrive pas : l'énergie libérée lors des réactions nucléaires n'est jamais suffisante pour équilibrer la pression interne et. De tels « sous-étoiles » émettent plus d’énergie que ce qui est produit lors des réactions nucléaires et sont classés dans la catégorie « sous-étoiles » ; leur sort 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 qui ont commencé.

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.

Étoiles d'une masse supérieure à 8 masses solairesont déjà les caractéristiques des étoiles normales, puisqu'elles ont traversé toutes les étapes intermédiaires et ont pu atteindre une vitesse de réactions nucléaires telle qu'elles compensent l'énergie perdue à cause des radiations tandis que la masse du noyau s'accumule. L'écoulement de masse de ces étoiles est si important qu'il arrête non seulement l'effondrement des régions externes du nuage moléculaire qui ne font pas encore partie de l'étoile, mais qu'il les fait au contraire fondre. Ainsi, la masse de l’étoile résultante est sensiblement inférieure à la masse du nuage protostellaire.

Séquence principale

La température de l'étoile augmente jusqu'à atteindre dans les régions centrales des valeurs suffisantes pour permettre des réactions thermonucléaires, qui deviennent alors la principale source d'énergie de l'étoile. Pour les étoiles massives ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) est la « combustion » de l’hydrogène dans le cycle du carbone ; Pour les étoiles dont la masse est égale ou inférieure à la masse du Soleil, de l’énergie est libérée lors de la réaction proton-proton. entre dans la phase d'équilibre et prend place sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell : une étoile de grande masse a une température centrale très élevée ( T ≥ 3 × 10 7K ), la production d'énergie est très intense, - sur la séquence principale elle occupe une place au-dessus du Soleil dans la région du début ( O … UNE , (F )); une étoile de petite masse a une température centrale relativement basse ( T ≤ 1,5 × 10 7K ), la production d'énergie n'est pas si intense, - sur la séquence principale, elle occupe une place à côté ou en dessous du Soleil dans la région de la fin (( F), G, K, M).

Il passe jusqu'à 90 % du temps que lui alloue la nature pour son existence sur la séquence principale. Le temps qu'une étoile passe au stade de la séquence principale dépend également de sa masse. Oui, avec la masse M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O ou B est au stade de la séquence principale depuis environ 10 7 ans, tandis que la naine rouge K 5 de masse M ≈ 0,5 × M ⊙ est au stade de la séquence principale depuis environ 10 11 ans, c'est-à-dire une durée comparable à l'âge de la Galaxie. Les étoiles chaudes et massives passent rapidement aux étapes suivantes de l'évolution ; les naines froides sont au stade de la séquence principale tout au long de l'existence de la Galaxie. On peut supposer que les naines rouges constituent le principal type de population de la Galaxie.

Géante rouge (supergéante).

La combustion rapide de l'hydrogène dans les régions centrales des étoiles massives conduit à l'apparition d'un noyau d'hélium. Lorsque la fraction massique d'hydrogène atteint plusieurs pour cent dans le noyau, la réaction carbonée de conversion de l'hydrogène en hélium s'arrête presque complètement. Le noyau se contracte, provoquant une augmentation de sa température. En raison de l'échauffement provoqué par la compression gravitationnelle du noyau d'hélium, l'hydrogène « s'enflamme » et la libération d'énergie commence dans une fine couche située entre le noyau et la coquille étendue de l'étoile. La coquille se dilate, le rayon de l'étoile augmente, la température effective diminue et augmente. "quitte" la séquence principale et passe à l'étape suivante de l'évolution - au stade d'une géante rouge ou, si la masse de l'étoile M > 10 × M ⊙ , dans le stade supergéant rouge.

Avec l’augmentation de la température et de la densité, l’hélium commence à « brûler » dans le noyau. À T ~ 2 × 10 8 K et r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm 3 une réaction thermonucléaire commence, appelée réaction ternaire un -processus : de trois un -particules (noyaux d'hélium 4 Il ) un noyau de carbone 12 C stable est formé. A la masse du noyau de l'étoile M.< 1,4 × M ⊙ тройной a -le processus conduit à un caractère explosif de libération d'énergie - un flash d'hélium, qui pour une étoile particulière peut être répété plusieurs fois.

Dans les régions centrales des étoiles massives au stade géant ou supergéant, une augmentation de la température conduit à la formation séquentielle de noyaux de carbone, de carbone-oxygène et d'oxygène. Après la combustion du carbone, des réactions se produisent qui entraînent la formation d’éléments chimiques plus lourds, éventuellement des noyaux de fer. L'évolution ultérieure d'une étoile massive peut conduire à l'éjection de la coquille, à l'éclatement d'une étoile sous forme de nova ou, à la formation ultérieure d'objets qui constituent l'étape finale de l'évolution des étoiles : une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir.

Le stade final de l'évolution est le stade d'évolution de toutes les étoiles normales après que ces étoiles ont épuisé leur combustible thermonucléaire ; arrêt des réactions thermonucléaires comme source d'énergie stellaire ; le passage d'une étoile, en fonction de sa masse, au stade de naine blanche ou de trou noir.

Les naines blanches sont la dernière étape de l'évolution de toutes les étoiles normales de masse M< 3 ÷ 5 × M ⊙ après que ceux-ci ont épuisé leur combustible thermonucléaire. Ayant dépassé le stade de géante (ou sous-géante) rouge, elle se débarrasse de sa coquille et expose le noyau qui, en refroidissant, devient une naine blanche. Petit rayon (R b.k ~ 10 -2 × R ⊙ ) et couleur blanc ou blanc-bleu (T b.k ~ 10 4 K) a déterminé le nom de cette classe d'objets astronomiques. La masse d'une naine blanche est toujours inférieure à 1,4×M⊙ - il a été prouvé que les naines blanches de grande masse ne peuvent pas exister. Avec une masse comparable à la masse du Soleil et des tailles comparables à celles des grandes planètes du système solaire, les naines blanches ont une densité moyenne énorme : ρ b.k ~ 10 6 g/cm 3 , c'est-à-dire qu'un poids d'un volume de 1 cm 3 de matière naine blanche pèse une tonne ! Accélération gravitationnelle sur la surface g b.k ~ 10 8 cm/s 2 (comparer avec l'accélération à la surface de la Terre - g ≈980 cm/s2). Avec une telle charge gravitationnelle sur les régions internes de l'étoile, l'état d'équilibre de la naine blanche est maintenu par la pression du gaz dégénéré (principalement du gaz électronique dégénéré, car la contribution du composant ionique est faible). Rappelons qu'un gaz dans lequel il n'y a pas de distribution maxwellienne des vitesses des particules est dit dégénéré. Dans un tel gaz, à certaines valeurs de température et de densité, le nombre de particules (électrons) ayant une vitesse comprise entre v = 0 et v = v max sera le même. v max est déterminé par la densité et la température du gaz. Avec une masse naine blanche M b.k > 1,4 × M ⊙ la vitesse maximale des électrons dans le gaz est comparable à la vitesse de la lumière, le gaz dégénéré devient relativiste et sa pression n'est plus capable de résister à la compression gravitationnelle. Le rayon du nain tend vers zéro - il « s'effondre » en un point.

Les atmosphères minces et chaudes des naines blanches sont constituées soit d'hydrogène, avec pratiquement aucun autre élément détectable dans l'atmosphère ; ou de l'hélium, alors que l'hydrogène dans l'atmosphère est des centaines de milliers de fois inférieur à celui des atmosphères des étoiles normales. Selon le type de spectre, les naines blanches appartiennent aux classes spectrales O, B, A, F. Pour « distinguer » les naines blanches des étoiles normales, la lettre D est placée devant la désignation (DOVII, DBVII, etc. D est la première lettre du mot anglais Degenerate - dégénéré). La source de rayonnement d’une naine blanche est la réserve d’énergie thermique que la naine blanche a reçue en tant que noyau de l’étoile mère. De nombreuses naines blanches ont hérité de leurs parents un champ magnétique puissant dont l'intensité H ~ 10 8 E. On pense que le nombre de naines blanches représente environ 10 % du nombre total d'étoiles de la Galaxie.

Sur la fig. 15 montre une photographie de Sirius - l'étoile la plus brillante du ciel (α Canis Majoris ; m v = -1 m.46 ; classe A1V). Le disque visible sur l'image est une conséquence de l'irradiation photographique et de la diffraction de la lumière sur la lentille du télescope, c'est-à-dire que le disque de l'étoile lui-même n'est pas résolu sur la photographie. Les rayons provenant du disque photographique de Sirius sont des traces de distorsion du front d'onde du flux lumineux sur les éléments de l'optique du télescope. Sirius est situé à une distance de 2,64 du Soleil, la lumière de Sirius met 8,6 ans pour atteindre la Terre - c'est donc l'une des étoiles les plus proches du Soleil. Sirius est 2,2 fois plus massif que le Soleil ; c'est M v = +1 m .43, c'est-à-dire que notre voisin émet 23 fois plus d'énergie que le Soleil.

Le caractère unique de la photographie réside dans le fait qu'avec l'image de Sirius, il a été possible d'obtenir une image de son satellite - le satellite "brille" avec un point brillant à gauche de Sirius. Sirius - télescopiquement : Sirius lui-même est désigné par la lettre A, et son satellite par la lettre B. La magnitude apparente de Sirius est B m v = +8 m .43, c'est-à-dire qu'il est presque 10 000 fois plus faible que Sirius A. La masse de Sirius B est presque exactement égale à la masse du Soleil, le rayon est d'environ 0,01 du rayon du Soleil, la surface la température est d'environ 12 000 K, mais Sirius B émet 400 fois moins que le Soleil. Sirius B est une naine blanche typique. D'ailleurs, il s'agit de la première naine blanche, découverte d'ailleurs par Alfven Clarke en 1862 lors d'une observation visuelle au télescope.

Sirius A et Sirius B orbitent autour de la même chose avec une période de 50 ans ; la distance entre les composants A et B n'est que de 20 UA.

Selon la remarque pertinente de V.M. Lipunov, « ils « mûrissent » à l'intérieur d'étoiles massives (d'une masse de plus de 10×M⊙ )". Les noyaux des étoiles évoluant vers une étoile à neutrons ont 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; une fois que les sources de réactions thermonucléaires se seront taries et que le parent aura éjecté une partie importante de la matière lors d'une éruption, ces noyaux deviendront des objets indépendants du monde stellaire, possédant des caractéristiques très spécifiques. La compression du noyau de l'étoile mère s'arrête à une densité comparable à la densité nucléaire (ρ n. h ~ 10 14÷ 10 15 g/cm3). Avec une telle masse et densité, le rayon de naissance n'est que de 10 et se compose de trois couches. La couche externe (ou croûte externe) est formée par un réseau cristallin de noyaux atomiques de fer ( Fe 10 15 g/cm3). Avec une telle masse et densité, le rayon de naissance n'est que de 10 et se compose de trois couches. La couche externe (ou croûte externe) est formée par un réseau cristallin de noyaux atomiques de fer ( ) avec un éventuel petit mélange de noyaux atomiques d'autres métaux ; L'épaisseur de la croûte externe n'est que d'environ 600 m avec un rayon de 10 km. Sous la croûte externe se trouve une autre croûte interne dure composée d'atomes de fer (≈ 2km. La croûte interne borde le noyau neutronique liquide, dont les processus physiques sont déterminés par les propriétés remarquables du liquide neutronique - superfluidité et, en présence d'électrons libres et de protons, supraconductivité. Il est possible qu'au centre même de la substance contienne des mésons et des hypérons.

Ils tournent rapidement autour d'un axe - de un à plusieurs centaines de tours par seconde. Une telle rotation en présence d'un champ magnétique ( H ~ 10 13÷ 10 15 Oe) conduit souvent à l'effet observé de pulsation du rayonnement des étoiles dans différentes gammes d'ondes électromagnétiques. Nous avons vu l'un de ces pulsars à l'intérieur de la nébuleuse du Crabe.

Nombre total la vitesse de rotation n'est plus suffisante pour l'éjection des particules, il ne peut donc pas s'agir d'un pulsar radio. Cependant, il est toujours grand et l'étoile à neutrons environnante, capturée par le champ magnétique, ne peut pas tomber, c'est-à-dire qu'il n'y a pas d'accrétion de matière.

Accrecteur (pulsar à rayons X). La vitesse de rotation diminue à tel point que plus rien n’empêche désormais la matière de tomber sur une telle étoile à neutrons. Le plasma, en tombant, se déplace le long des lignes du champ magnétique et heurte une surface solide dans la région des pôles, chauffant jusqu'à des dizaines de millions de degrés. La matière chauffée à des températures aussi élevées brille dans la gamme des rayons X. La région dans laquelle la matière tombante interagit avec la surface de l’étoile est très petite – seulement environ 100 mètres. En raison de la rotation de l'étoile, ce point chaud disparaît périodiquement de la vue, ce que l'observateur perçoit comme des pulsations. De tels objets sont appelés pulsars à rayons X.

Géorotateur. La vitesse de rotation de ces étoiles à neutrons est faible et n’empêche pas l’accrétion. Mais la taille de la magnétosphère est telle que le plasma est arrêté par le champ magnétique avant d’être capturé par la gravité.

S’il s’agit d’un composant d’un système binaire proche, alors la matière est « pompée » de l’étoile normale (le deuxième composant) vers l’étoile à neutrons. La masse peut dépasser le point critique (M > 3×M⊙ ), alors la stabilité gravitationnelle de l'étoile est violée, rien ne peut résister à la compression gravitationnelle, et « passe » sous son rayon gravitationnel

r g = 2 × G × M/c 2 , (40)

se transformant en « trou noir ». Dans la formule donnée pour r g : M est la masse de l'étoile, c est la vitesse de la lumière, G est la constante gravitationnelle.

Un trou noir est un objet dont le champ gravitationnel est si fort que ni une particule, ni un photon, ni aucun corps matériel ne peut atteindre la deuxième vitesse cosmique et s'échapper dans l'espace.

Un trou noir est un objet singulier dans le sens où la nature des processus physiques qui s’y déroulent n’est pas encore accessible à une description théorique. L'existence des trous noirs découle de considérations théoriques ; en réalité, ils peuvent être localisés dans les régions centrales des amas globulaires, des quasars, des galaxies géantes, y compris au centre de notre galaxie.

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 qui habitent notre Voie lactée et l’Univers tout entier a, pour l’essentiel, été bien étudiée. 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 par les moyens scientifiques modernes.

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 entre la Terre et le Soleil (150 millions de km) offre une opportunité unique d'étudier l'objet sans quitter le 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 le résultat de la pression interne du gaz interstellaire et de 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 forte densité de matière stellaire, et la compression en cours déclenche le mécanisme de réactions internes. Une augmentation de la pression interne et de la température conduit à la formation du centre de gravité de la future étoile.

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 apparaissent 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 l'étape initiale de l'évolution et de la 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 sont cachées à l’œil humain par une coquille poussiéreuse. 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 l'infrarouge dont la température de rayonnement était de 700 degrés Kelvin. Par la suite, il s'est avéré que les lieux de naissance des protoétoiles sont des 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 a appris à mesurer la distance jusqu'aux étoiles lointaines, il est devenu clair que les étoiles sont les mêmes soleils, seulement de 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 permet de déterminer et de mesurer la composition gazeuse de la matière stellaire que possède une étoile 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 du firmament terrestre. 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 détermine la matière stellaire consiste en des divisions constantes d'atomes et de particules élémentaires qui créent 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 contenir 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 de ce modèle naturel idéal est une source de chaleur qui peut fonctionner longtemps. 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 chemin final de transformation du corps céleste a commencé.

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 n'est éternel. 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. À en juger par le fait que notre Soleil continue de briller pendant plus de 5 milliards d'années, sans changer de taille, l'âge adulte de l'étoile peut 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 une augmentation des forces gravitationnelles, qui entraînent 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 nul, devenant ainsi 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.

En conclusion

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 générations futures de terriens pourraient être confrontées.

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Masse des étoiles T☼ et le rayon R peut être caractérisé par son énergie potentielle E . Potentiel ou énergie gravitationnelle L'étoile est le travail qu'il faut déployer pour disperser la matière de l'étoile à l'infini. Et vice versa, cette énergie est libérée lorsque l'étoile se contracte, c'est-à-dire à mesure que son rayon diminue. La valeur de cette énergie peut être calculée à l'aide de la formule :

L'énergie potentielle du Soleil est égale à : E ☼ = 5,9∙10 41 J.

Une étude théorique du processus de compression gravitationnelle d'une étoile a montré qu'une étoile émet environ la moitié de son énergie potentielle, tandis que l'autre moitié est dépensée pour augmenter la température de sa masse jusqu'à environ dix millions de kelvins. Il n’est pourtant pas difficile d’être convaincu que le Soleil aurait émis cette énergie dans 23 millions d’années. Ainsi, la compression gravitationnelle ne peut être une source d’énergie pour les étoiles qu’à certains stades plutôt courts de leur développement.

La théorie de la fusion thermonucléaire a été formulée en 1938 par les physiciens allemands Karl Weizsäcker et Hans Bethe. La condition préalable à cela était, tout d'abord, la détermination en 1918 par F. Aston (Angleterre) de la masse de l'atome d'hélium, qui est égale à 3,97 masses de l'atome d'hydrogène. , deuxièmement, l'identification en 1905 du lien entre le poids corporel T et son énergie E sous la forme de la formule d'Einstein :

où c est la vitesse de la lumière, troisièmement, la découverte en 1929 que, grâce à l'effet tunnel, deux particules de même charge (deux protons) peuvent s'approcher à une distance où la force d'attraction est supérieure, ainsi que la découverte en 1932 du positron e+ et du neutron n.

La première et la plus efficace des réactions de fusion thermonucléaire est la formation de quatre protons dans le noyau d'un atome d'hélium selon le schéma :

Ce qui se passe ici est très important défaut de masse : la masse d'un noyau d'hélium est de 4,00389 amu, tandis que la masse de quatre protons est de 4,03252 amu. À l'aide de la formule d'Einstein, nous calculons l'énergie libérée lors de la formation d'un noyau d'hélium :

Il n'est pas difficile de calculer que si le Soleil au stade initial de développement était constitué uniquement d'hydrogène, sa transformation en hélium serait alors suffisante pour l'existence du Soleil en tant qu'étoile avec des pertes d'énergie actuelles d'environ 100 milliards d'années. En fait, nous parlons de la « combustion » d’environ 10 % de l’hydrogène provenant des entrailles les plus profondes de l’étoile, où la température est suffisante pour les réactions de fusion.

Les réactions de synthèse de l'hélium peuvent se produire de deux manières. Le premier s'appelle cycle pp deuxième - AVEC NON-cycle. Dans les deux cas, deux fois dans chaque noyau d'hélium, un proton se transforme en neutron selon le schéma suivant :

Où V- les neutrinos.

Le tableau 1 montre la durée moyenne de chaque réaction de fusion thermonucléaire, période pendant laquelle le nombre de particules initiales va diminuer de e une fois.

Tableau 1. Réactions de synthèse de l'hélium.

L'efficacité des réactions de fusion est caractérisée par la puissance de la source, la quantité d'énergie libérée par unité de masse d'une substance par unité de temps. Il découle de la théorie selon laquelle

Si la température à l'intérieur d'une étoile, une fois l'hydrogène épuisé, atteint des centaines de millions de kelvins, et cela est possible pour les étoiles de masse T>1,2m ☼ , alors la source d'énergie devient la réaction de conversion de l'hélium en carbone selon le schéma :

À des températures plus élevées, les réactions suivantes se produisent :

etc. jusqu'à la formation de noyaux de fer. Ce sont des réactions exothermique, Grâce à leur progression, de l’énergie est libérée.

On le sait, l’énergie qu’une étoile émet dans l’espace environnant est libérée dans ses profondeurs et s’infiltre progressivement jusqu’à la surface de l’étoile. Ce transfert d’énergie à travers l’épaisseur de la matière de l’étoile peut s’effectuer par deux mécanismes : transfert radiant ou convection.

Dans le premier cas, nous parlons d’absorption et de réémission répétées de quanta. En fait, lors de chacun de ces événements, les quanta sont fragmentés, de sorte qu'au lieu des quanta γ durs qui apparaissent lors de la fusion thermonucléaire dans les entrailles d'une étoile, des millions de quanta de faible énergie atteignent sa surface. Dans ce cas, la loi de conservation de l’énergie est respectée.

Dans la théorie du transfert d'énergie, le concept de libre parcours d'un quantum d'une certaine fréquence υ a été introduit. Il n’est pas difficile de comprendre que dans les atmosphères stellaires, le libre parcours d’un quantum ne dépasse pas plusieurs centimètres. Et le temps nécessaire aux quanta d'énergie pour s'échapper du centre d'une étoile jusqu'à sa surface se mesure en millions d'années. Cependant, dans les profondeurs des étoiles, des conditions peuvent survenir dans lesquelles cet équilibre radiatif est perturbé. L'eau se comporte de la même manière dans un récipient chauffé par le bas. Pendant un certain temps, le liquide est ici dans un état d'équilibre, puisque la molécule, ayant reçu un excès d'énergie directement du fond du récipient, parvient à transférer une partie de l'énergie due aux collisions à d'autres molécules situées au-dessus. Cela établit un certain gradient de température dans le récipient depuis le fond jusqu'au bord supérieur. Cependant, au fil du temps, la vitesse à laquelle les molécules peuvent transférer de l’énergie vers le haut lors de collisions devient inférieure à la vitesse à laquelle la chaleur est transférée depuis le bas. L'ébullition se produit - transfert de chaleur par mouvement direct de la substance.