Nașterea oricărei stele are loc aproximativ în același mod - ca urmare a comprimării și compactării sub influența propriei gravitații a unui nor, care conține în principal gaz și praf interstelar. Potrivit oamenilor de știință, acest proces de compresie este cel care contribuie la formarea de noi stele. În prezent, datorită echipamentelor moderne, oamenii de știință pot vedea acest proces. Într-un telescop, arată ca anumite zone care arată ca pete întunecate pe un fundal luminos. Ele sunt numite „complexe gigantice de nori moleculari”. Aceste zone au primit acest nume datorită faptului că conțin hidrogen sub formă de molecule. Aceste complexe sau sisteme, împreună cu grupurile de stele globulare, sunt cele mai mari structuri din Galaxie, cu un diametru de până la 1300 de ani lumină.
Concomitent cu procesul de comprimare a nebuloasei, se formează și nori densi și întunecați, rotunji, de gaz și praf, care se numesc „globule Bock”. Astronomul american Bok a fost primul care a descris aceste globule, motiv pentru care acum sunt numite astfel. Inițial, masa globului este de 200 de ori masa Soarelui. Cu toate acestea, treptat globulele continuă să se condenseze, câștigând masă și atrăgând materie din zonele învecinate datorită gravitației lor. Merită să acordați atenție faptului că partea interioară a globului se îngroașă de multe ori mai repede decât partea exterioară. La rândul său, acest lucru duce la încălzirea și rotația globului. Acest proces continuă timp de câteva sute de mii de ani, după care se formează o protostea.
Pe măsură ce masa stelei crește, din ce în ce mai multă materie este atrasă. Energia este eliberată și din gazul comprimat în interior, ceea ce duce la formarea căldurii. În acest sens, presiunea și temperatura stelei cresc, ceea ce duce la lumina sa strălucitoare roșu închis. Protostarul se caracterizează prin dimensiunea sa destul de mare. În ciuda faptului că căldura este distribuită uniform pe întreaga sa suprafață, este încă considerată relativ rece. În miez, temperatura continuă să crească. În plus, se rotește și capătă o formă oarecum plată. Acest proces durează câteva milioane de ani.
Stelele tinere sunt foarte greu de văzut, mai ales cu ochiul liber. Acestea pot fi examinate numai cu echipamente speciale. Acest lucru se datorează faptului că, datorită norului de praf întunecat care înconjoară stelele, strălucirea stelelor tinere este practic invizibilă.
Așa se nasc, evoluează și mor stelele. În fiecare etapă a dezvoltării lor, stelele au propria lor masă, temperatură și luminozitate specifice. În acest sens, toate stelele sunt de obicei clasificate în:
Stele din secvența principală;
Stele pitice;
Stele gigantice.
Care stele sunt giganți
Astfel, stelele gigantice vorbesc de la sine și, în consecință, au o rază semnificativ mai mare și o luminozitate ridicată, în contrast cu acele stele din secvența principală care au aceeași temperatură la suprafață. Raza stelelor gigantice este de obicei în intervalul de la 10 la 100 de raze solare și au o luminozitate de la 10 la 1000 de luminozități solare. Temperatura stelelor gigantice este relativ scăzută din cauza masei stelei, deoarece aceasta este distribuită pe întreaga suprafață stelară și atinge aproximativ 5000 de grade.
Cu toate acestea, există și stele care au o luminozitate de multe ori mai mare decât cea a stelelor gigantice. Astfel de stele sunt de obicei numite supergiganți și hipergiganți.
Steaua supergigantă este considerată una dintre cele mai masive stele. Stelele de acest tip ocupă partea superioară a diagramei Hertzsprung-Russell. Aceste stele au o masă care variază de la 10 la 70 de mase solare. Luminozitatea lor este de 30.000 de luminozități solare sau mai mult. Dar razele stelelor supergigant pot varia semnificativ - variind de la 30 la 500 de raze solare. Dar există și stele care au o rază care depășește 1000 solare. Cu toate acestea, aceste supergiganți trec deja în categoria hipergiganților.
Datorită faptului că aceste stele au mase foarte uriașe, speranța lor de viață este extrem de scurtă și variază de la 30 la câteva sute de milioane de ani. Supergiganții pot fi observați, de regulă, în regiunile de formare a stelelor active - grupuri de stele deschise, brațe ale galaxiilor spirale, precum și în galaxii neregulate.
gigantul rosu
O gigantă roșie este o stea de clase spectrale târzii, cu luminozitate ridicată și plicuri extinse. Cele mai cunoscute giganți roșii sunt Arcturus, Aldebaran, Gacrux, Mira.
Giganții roșii aparțin claselor spectrale K și M. Ei au, de asemenea, o temperatură relativ scăzută a suprafeței emitente, care este de aproximativ 3000 - 5000 de grade Kelvin. La rândul său, acest lucru indică faptul că fluxul de energie pe unitatea de suprafață radiantă este de 2-10 ori mai mic decât cel al Soarelui. Raza giganților roșii variază de la 100 la 800 de raze solare.
Spectrele giganților roșii se caracterizează prin prezența benzilor de absorbție moleculară, deoarece în fotosfera lor relativ rece unele molecule sunt stabile. Radiația maximă are loc în regiunile roșii și infraroșii ale spectrului.
Pe lângă giganții roșii, există și giganți albi. O gigantă albă este o stea din secvența principală care este destul de fierbinte și strălucitoare. Uneori, o stea uriașă albă se poate combina cu o pitică roșie. Această combinație de stele se numește duble sau multiple și, de regulă, este formată din stele de diferite tipuri.
Rezultatele determinării diametrelor stelare s-au dovedit a fi cu adevărat uimitoare. Nu bănuiam înainte că ar putea exista așa ceva stele gigantice. Prima stea ale cărei dimensiuni reale au fost determinate (în 1920) a fost steaua strălucitoare a constelației Orion, care poartă numele arab de Betelgeuse. Diametrul său s-a dovedit a depăși diametrul orbitei lui Marte! O altă stea uriașă este Antares, cea mai strălucitoare stea din constelația Scorpion: diametrul său este de aproximativ o dată și jumătate diametrul orbitei Pământului. Printre giganții stelari descoperiți în prezent, trebuie să includem și așa-numita „Mira” minunată, o stea din constelația Cetus, al cărei diametru este de 330 de ori mai mare decât diametrul Soarelui nostru. De obicei, stelele gigantice au raze de la 10 la 100 de raze solare și luminozități de la 10 la 1000 de luminozități solare. Stelele cu luminozități mai mari decât cele ale giganților sunt numite supergiganți și hipergiganți.
Stelele gigantice au o structură fizică interesantă. Calculele arată că astfel de stele, în ciuda dimensiunilor lor monstruoase, conțin disproporționat de puțină materie. Sunt doar de câteva ori mai grele decât Soarele nostru; și întrucât volumul Betelgeuse, de exemplu, este de 40.000.000 de ori mai mare decât Soarele, densitatea acestei stele ar trebui să fie neglijabilă. Și dacă materia Soarelui se apropie în medie de densitate, atunci materia stelelor gigantice în această privință seamănă cu aerul rarefiat. Stele uriașe, așa cum a spus un astronom, „seamănă cu un balon imens de densitate scăzută, mult mai mică decât densitatea aerului”.
O stea devine gigant după ce tot hidrogenul disponibil pentru reacție în miezul stelei a fost consumat. O stea a cărei masă inițială nu depășește aproximativ 0,4 mase solare nu va deveni o stea gigantică. Acest lucru se datorează faptului că materia din interiorul unor astfel de stele este foarte amestecată prin convecție și astfel hidrogenul continuă să participe la reacție până când toată masa stelei este consumată, moment în care devine o pitică albă constând în principal din heliu. Dacă o stea este mai masivă decât această limită inferioară, atunci când consumă tot hidrogenul disponibil în miez pentru reacție, miezul va începe să se contracte. Hidrogenul reacţionează acum cu heliul din învelişul din jurul miezului bogat în heliu, iar porţiunea de stele din afara învelişului se extinde şi se răceşte. În acest moment al evoluției sale, luminozitatea stelei rămâne aproximativ constantă și temperatura de suprafață scade. Steaua începe să devină o gigantă roșie. În acest moment, deja, de regulă, o gigantă roșie, va rămâne aproximativ constantă, în timp ce luminozitatea și raza sa vor crește semnificativ, iar miezul va continua să se contracte, crescându-și temperatura.
Dacă masa stelei ar fi sub aproximativ 0,5 mase solare, se crede că nu ar atinge niciodată temperaturile centrale necesare pentru fuziunea heliului. Prin urmare, va rămâne o stea gigantică roșie cu fuziune a hidrogenului până când va începe să se transforme într-o pitică albă cu heliu.
De 10-100 de ori mai mare decât Soarele și de 10-1000 de ori mai strălucitor. Giganții roșii sunt stele care, în etapele ulterioare ale evoluției, cresc în dimensiune de 10-100 de ori, devin mai puțin fierbinți la suprafață și își aruncă încet învelișul de gaz în spațiul înconjurător. În stelele gigantice, după ce au consumat tot hidrogenul pe care îl conțin, reacțiile încep de a sintetiza carbonul din nucleele de heliu.
Cele mai mari stele continuă să crească după ce au devenit giganți roșii și pot deveni supergiganți. Supergiganții sunt de 500 de ori mai mari decât Soarele în diametru, iar magnitudinea lor absolută variază de la minus 5 la minus 10.
Și acest videoclip va demonstra clar ceea ce s-a spus mai sus. Încă o dată ești convins de cât de divers și uimitor este Universul nostru!
Cea mai mare stea cunoscută este supergigantul O2#12 din constelația Cygnus, care este de 810.000 de ori mai strălucitoare decât Soarele. Presiunea din centrul supergiganților este suficientă pentru reacțiile de sinteză a heliului și formarea atomilor de fier.
Tot fierul din Univers se formează în părțile centrale ale supergiganților. În timp, supergiganții se contractă, explodează și devin supernove.
Stelele pot fi foarte diferite: mici și mari, strălucitoare și nu foarte strălucitoare, bătrâne și tinere, calde și „reci”, albe, albastre, galbene, roșii etc.
Diagrama Hertzsprung–Russell vă permite să înțelegeți clasificarea stelelor.
Acesta arată relația dintre magnitudinea absolută, luminozitate, tipul spectral și temperatura de suprafață a stelei. Stelele din această diagramă nu sunt localizate aleatoriu, ci formează zone clar vizibile.
Cele mai multe dintre stele sunt pe așa-numitul secvența principală. Existența secvenței principale se datorează faptului că etapa de ardere a hidrogenului reprezintă ~90% din timpul de evoluție al majorității stelelor: arderea hidrogenului în regiunile centrale ale stelei duce la formarea unui miez izoterm de heliu, trecerea la stadiul gigant roșu și plecarea stelei din secvența principală. Evoluția relativ scurtă a giganților roșii duce, în funcție de masa lor, la formarea de pitice albe, stele neutronice sau găuri negre.
Fiind în diferite stadii ale dezvoltării lor evolutive, stelele sunt împărțite în stele normale, stele pitice și stele gigantice.
Stelele normale sunt stele din secvența principală. Acestea includ Soarele nostru. Uneori, stelele normale precum Soarele sunt numite pitice galbene.
Pitic galben
O pitică galbenă este un tip de stea din secvența principală mică, cu o masă între 0,8 și 1,2 mase solare și o temperatură a suprafeței de 5000-6000 K.
Durata de viață a unei pitici galbene este în medie de 10 miliarde de ani.
După ce întreaga aprovizionare cu hidrogen arde, steaua crește de multe ori în dimensiune și se transformă într-o gigantă roșie. Un exemplu de acest tip de stea este Aldebaran.
Gigantul roșu își ejectează straturile exterioare de gaz pentru a forma nebuloase planetare, în timp ce miezul se prăbușește într-o pitică albă mică și densă.
O gigantă roșie este o stea mare, cu o culoare roșiatică sau portocalie. Formarea unor astfel de stele este posibilă atât în stadiul formării stelelor, cât și în etapele ulterioare ale existenței lor.
Intr-un stadiu incipient, steaua radiaza datorita energiei gravitationale eliberate in timpul compresiei, pana cand compresia este oprita de reactia termonucleara care a inceput.
În etapele ulterioare ale evoluției stelelor, după arderea hidrogenului în nucleele lor, stelele părăsesc secvența principală și se deplasează în regiunea giganților roșii și supergiganților din diagrama Hertzsprung-Russell: această etapă durează aproximativ 10% din timpul vieții „active” a stelelor, adică etapele evoluției lor, în care au loc reacții de nucleosinteză în interiorul stelar.
Steaua gigantică are o temperatură la suprafață relativ scăzută, aproximativ 5000 de grade. O rază uriașă, ajungând la 800 solar și datorită dimensiunilor atât de mari, luminozitate enormă. Radiația maximă are loc în regiunile roșii și infraroșii ale spectrului, motiv pentru care sunt numite giganți roșii.
Cel mai mare dintre giganți se transformă în supergiganți roșii. O stea numită Betelgeuse din constelația Orion este cel mai izbitor exemplu de supergigantă roșie.
Stelele pitice sunt opusul giganților și pot fi următoarele.
O pitică albă este ceea ce rămâne dintr-o stea obișnuită cu o masă mai mică de 1,4 mase solare după ce trece prin stadiul de gigantă roșie.
Din cauza lipsei hidrogenului, reacțiile termonucleare nu au loc în miezul unor astfel de stele.
Piticele albe sunt foarte dense. Nu sunt mai mari ca dimensiune decât Pământul, dar masa lor poate fi comparată cu masa Soarelui.
Acestea sunt stele incredibil de fierbinți, temperaturile lor ajung la 100.000 de grade sau mai mult. Ei strălucesc folosind energia rămasă, dar cu timpul se epuizează și miezul se răcește, transformându-se într-o pitică neagră.
Piticile roșii sunt cele mai comune obiecte de tip stelar din Univers. Estimările numărului lor variază de la 70 la 90% din numărul tuturor stelelor din galaxie. Sunt destul de diferite de alte vedete.
Masa piticelor roșii nu depășește o treime din masa solară (limita inferioară a masei este de 0,08 solară, urmată de pitice brune), temperatura la suprafață atinge 3500 K. Piticele roșii au o clasă spectrală M sau K târzie. de acest tip emit foarte puțină lumină, uneori de 10.000 de ori mai mică decât Soarele.
Având în vedere radiația lor scăzută, niciuna dintre piticele roșii nu este vizibilă de pe Pământ cu ochiul liber. Chiar și cea mai apropiată pitică roșie de Soare, Proxima Centauri (cea mai apropiată stea din sistemul triplu de Soare) și cea mai apropiată pitică roșie unică, Steaua lui Barnard, au magnitudini aparente de 11,09 și, respectiv, 9,53. În acest caz, o stea cu o magnitudine de până la 7,72 poate fi observată cu ochiul liber.
Datorită vitezei scăzute de ardere a hidrogenului, piticele roșii au durate de viață foarte lungi, variind de la zeci de miliarde la zeci de trilioane de ani (o pitică roșie cu o masă de 0,1 mase solare va arde timp de 10 trilioane de ani).
La piticele roșii, reacțiile termonucleare care implică heliu sunt imposibile, așa că nu se pot transforma în giganți roșii. De-a lungul timpului, se micșorează treptat și se încălzesc din ce în ce mai mult până când epuizează întreaga rezervă de combustibil cu hidrogen.
Treptat, conform conceptelor teoretice, ele se transformă în pitice albastre - o clasă ipotetică de stele, în timp ce niciuna dintre piticele roșii nu a reușit încă să se transforme într-o pitică albastră, iar apoi în pitice albe cu miez de heliu.
Pitică brună - obiecte substelare (cu mase cuprinse între aproximativ 0,01 și 0,08 mase solare, sau, respectiv, între 12,57 și 80,35 mase Jupiter și un diametru aproximativ egal cu diametrul lui Jupiter), la adâncimea cărora, spre deosebire de secvența principală stele, nu există o reacție de fuziune termonucleară cu conversia hidrogenului în heliu.
Temperatura minimă a stelelor din secvența principală este de aproximativ 4000 K, temperatura piticelor maro se află în intervalul de la 300 la 3000 K. Piticele brune se răcesc în mod constant de-a lungul vieții, iar cu cât pitica este mai mare, cu atât se răcește mai lent.
Pitici subbrunii
Piticii submaronii, sau subpiticii maro, sunt formațiuni reci care se încadrează sub limita de masă a piticilor maro. Masa lor este mai mică de aproximativ o sutime din masa Soarelui sau, în consecință, 12,57 masa lui Jupiter, limita inferioară nu este definită. În general, ele sunt considerate planete, deși comunitatea științifică nu a ajuns încă la o concluzie finală despre ceea ce este considerat o planetă și ce este o pitică sub-maro.
Pitic negru
Piticii negre sunt pitici albe care s-au răcit și, ca urmare, nu emit în intervalul vizibil. Reprezintă stadiul final al evoluției piticelor albe. Masele de pitice negre, ca și masele de pitice albe, sunt limitate peste 1,4 mase solare.
O stea binară este două stele legate gravitațional care orbitează în jurul unui centru de masă comun.
Uneori există sisteme de trei sau mai multe stele, în acest caz general sistemul se numește stea multiplă.
În cazurile în care un astfel de sistem stelar nu este prea departe de Pământ, stelele individuale pot fi distinse printr-un telescop. Dacă distanța este semnificativă, atunci astronomii pot înțelege că o stea dublă este vizibilă numai prin semne indirecte - fluctuații ale luminozității cauzate de eclipsele periodice ale unei stele de către alta și altele.
Stea noua
Stele a căror luminozitate crește brusc de 10.000 de ori. Nova este un sistem binar format dintr-o pitică albă și o stea însoțitoare situată pe secvența principală. În astfel de sisteme, gazul de la stea curge treptat către pitica albă și explodează periodic acolo, provocând o explozie de luminozitate.
Supernova
O supernovă este o stea care își încheie evoluția într-un proces exploziv catastrofal. Flare în acest caz poate fi cu câteva ordine de mărime mai mare decât în cazul unei noi. O explozie atât de puternică este o consecință a proceselor care au loc în stea în ultima etapă de evoluție.
Steaua de neutroni
Stelele neutronice (NS) sunt formațiuni stelare cu mase de ordinul a 1,5 solare și dimensiuni considerabil mai mici decât piticele albe; raza tipică a unei stele neutronice este probabil de ordinul a 10-20 de kilometri.
Ele constau în principal din particule subatomice neutre - neutroni, strâns comprimați de forțele gravitaționale. Densitatea unor astfel de stele este extrem de mare, este comparabilă și, potrivit unor estimări, poate fi de câteva ori mai mare decât densitatea medie a nucleului atomic. Un centimetru cub de substanță NS va cântări sute de milioane de tone. Gravitația de pe suprafața unei stele neutronice este de aproximativ 100 de miliarde de ori mai mare decât pe Pământ.
În Galaxia noastră, potrivit oamenilor de știință, ar putea exista între 100 de milioane și 1 miliard de stele neutroni, adică undeva în jur de una la mie de stele obișnuite.
Pulsari
Pulsarii sunt surse cosmice de radiații electromagnetice care vin pe Pământ sub formă de explozii periodice (impulsuri).
Conform modelului astrofizic dominant, pulsarii sunt stele neutronice în rotație cu un câmp magnetic înclinat față de axa de rotație. Când Pământul cade în conul format de această radiație, este posibil să se detecteze un impuls de radiație care se repetă la intervale egale cu perioada de revoluție a stelei. Unele stele neutronice se rotesc de până la 600 de ori pe secundă.
Cefeide
Cefeidele sunt o clasă de stele variabile pulsante cu o relație destul de precisă perioadă-luminozitate, numite după steaua Delta Cephei. Una dintre cele mai faimoase Cefeide este Polaris.
Lista dată a principalelor tipuri (tipuri) de stele cu caracteristicile lor scurte, desigur, nu epuizează întreaga varietate posibilă de stele din Univers.
Supergiganții sunt unele dintre cele mai masive stele. Masele supergiganților variază de la 10 la 70 de mase solare, luminozitatea - de la 30.000 la sute de mii de mase solare. Razele pot varia foarte mult - de la 30 la 500 și uneori depășesc 1000 solare, apoi pot fi numite și hipergiganți. Din legea Stefan-Boltzmann rezultă că suprafețele relativ reci ale supergiganților roșii eliberează mult mai puțină energie pe unitate de suprafață decât supergiganții albastre fierbinți. Prin urmare, cu aceeași luminozitate, o supergigantă roșie va fi întotdeauna mai mare decât una albastră.
În diagrama Hertzsprung-Russell, care caracterizează relația dintre magnitudinea stelară, luminozitatea, temperatura și clasa spectrală, astfel de corpuri de iluminat sunt situate în partea de sus, indicând o magnitudine aparentă mare (de la +5 la +12) a obiectelor. Ciclul lor de viață este mai scurt decât cel al altor stele, deoarece ele ating starea lor la sfârșitul procesului evolutiv, când rezervele de combustibil nuclear se epuizează. În obiectele fierbinți, heliul și hidrogenul se epuizează, iar arderea continuă în detrimentul oxigenului și carbonului și mai departe până la fier.
Stelele mari părăsesc secvența principală atunci când carbonul și oxigenul încep să ardă în nucleele lor - devin supergiganți roșii. Carcasa lor de gaz crește la dimensiuni enorme, răspândindu-se pe milioane de kilometri. Procesele chimice care au loc odată cu pătrunderea convecției din carcasă în miez duc la sinteza elementelor grele ale vârfului de fier, care după explozie se împrăștie în spațiu. Sunt supergiganții roșii care, de obicei, pun capăt vieții unei stele și explodează într-o supernovă. Învelișul gazos al stelei dă naștere unei noi nebuloase, iar miezul degenerat se transformă într-o pitică albă. Antares și Betelgeuse sunt cele mai mari obiecte dintre stelele roșii pe moarte.
Fig.74. Discul stelei Betelgeuse. Imaginea telescopului Hubble.
Spre deosebire de giganții roșii, care trăiesc o viață lungă, giganții albaștri sunt stele tinere și fierbinți, de 10-50 de ori mai mari ca masă decât Soarele și de 20-25 de ori ca rază. Temperatura lor este impresionantă - este de 20-50 de mii de grade. Suprafața supergiganților albastre scade rapid din cauza compresiei, în timp ce radiația energiei interne crește continuu și crește temperatura stelei. Cea mai strălucitoare stea din constelația Orion, Rigel, este un exemplu excelent de supergigant albastră. Masa sa impresionantă este de 20 de ori mai mare decât Soarele, luminozitatea sa este de 130 de mii de ori mai mare.
Fig.75. constelația Orion.
În constelația Cygnus, se observă steaua Deneb - un alt reprezentant al acestei clase rare. Aceasta este o supergiant strălucitoare. Pe cer, această stea îndepărtată poate fi comparată doar cu Rigel în luminozitatea sa. Intensitatea radiației sale este comparabilă cu 196 de mii de sori, raza obiectului depășește steaua noastră de 200 de ori, iar masa sa de 19. Deneb își pierde rapid masa, un vânt stelar de o putere incredibilă își poartă materia în tot Universul. Vedeta a intrat deja într-o perioadă de instabilitate. Deocamdată, luminozitatea sa variază în amplitudine mică, dar în timp va deveni pulsatorie. După epuizarea aprovizionării cu elemente grele care mențin nucleul stabil, Deneb, ca și alți supergiganți albaștri, va deveni supernovă, iar miezul său masiv va deveni o gaură neagră.
Hipergiganții au dimensiuni puțin mai mari decât supergiganții, dar în același timp predomină în masă de zeci de ori, iar luminozitatea lor ajunge de la 500 de mii la 5 milioane de luminozități solare. Aceste stele au cea mai scurtă viață, uneori ridicându-se la sute de mii de ani. Aproximativ 10 astfel de obiecte luminoase și puternice au fost găsite în galaxia noastră.
Fig.76. Deneb.
Cea mai strălucitoare stea de până acum (și cea mai masivă) este considerată a fi R136a1. Deschiderea sa a fost anunțată în 2010. Este o stea Wolf-Rayet cu o luminozitate de aproximativ 8.700.000 solară și o masă de 265 de ori mai mare decât steaua noastră de acasă. Odată masa sa a fost de 320 solare. R136a1 face de fapt parte dintr-un grup dens de stele numit R136, situat în Marele Nor Magellanic. Potrivit lui Paul Crowther, unul dintre descoperitori, „Planetele durează mai mult să se formeze decât o stea ca aceasta durează mai mult să trăiască și să moară. Chiar dacă ar exista planete acolo, nu ar exista astronomi pe ele, pentru că cerul nopții era la fel de strălucitor ca cerul din timpul zilei”.
Fig.77. Prelucrarea computerizată a unei fotografii a stelei R136a1.