Care sunt sursele de energie stelară? Ce procese susțin „viața” stelelor? Dați o idee despre evoluția stelelor obișnuite și a giganților roșii, explicați procesele care au loc în interiorul lor. Care este perspectiva evoluției Soarelui?

Ca toate corpurile din natură, stelele nu rămân neschimbate, ele se nasc, evoluează și în cele din urmă „mur”. Pentru a urmări calea vieții stelelor și a înțelege cum îmbătrânesc, este necesar să știm cum apar. Astronomia modernă are un număr mare de argumente în favoarea afirmației că stelele se formează prin condensarea norilor de mediu interstelar gaz-praf. Procesul de formare a stelelor din acest mediu continuă în prezent. Clarificarea acestei circumstanțe este una dintre cele mai mari realizări ale astronomiei moderne. Până de curând, se credea că toate stelele s-au format aproape simultan, acum câteva miliarde de ani. Prăbușirea acestor idei metafizice a fost facilitată, în primul rând, de progresul astronomiei observaționale și de dezvoltarea teoriei structurii și evoluției stelelor. Drept urmare, a devenit clar că multe dintre stelele observate sunt obiecte relativ tinere, iar unele dintre ele au apărut când exista deja o persoană pe Pământ.

În centrul problemei evoluției stelelor este problema surselor de energie a acestora. Într-adevăr, de unde provine, de exemplu, cantitatea uriașă de energie necesară pentru a menține radiația solară la aproximativ nivelul observat timp de câteva miliarde de ani? În fiecare secundă Soarele radia 4*10 33 ergi, iar timp de 3 miliarde de ani a radiat 4*10 50 ergi. Nu există nicio îndoială că vârsta Soarelui este de aproximativ 5 miliarde de ani. Aceasta rezultă cel puțin din estimările moderne ale vârstei Pământului prin diferite metode radioactive. Este puțin probabil ca Soarele să fie „mai tânăr” decât Pământul.

Progresele în fizica nucleară au făcut posibilă rezolvarea problemei surselor de energie stelară încă de la sfârșitul anilor treizeci ai secolului nostru. O astfel de sursă sunt reacțiile de fuziune termonucleară care au loc în interiorul stelelor la o temperatură foarte ridicată care predomină acolo (de ordinul a zece milioane de grade). Ca urmare a acestor reacții, a căror viteză depinde puternic de temperatură, protonii sunt transformați în nuclee de heliu, iar energia eliberată „se scurge” încet prin interiorul stelelor și, în cele din urmă, transformată semnificativ, este radiată în spațiul mondial. Aceasta este o sursă excepțional de puternică. Dacă presupunem că inițial Soarele era format doar din hidrogen, care, ca urmare a reacțiilor termonucleare, s-a transformat complet în heliu, atunci cantitatea de energie eliberată va fi de aproximativ 10 52 erg.

Astfel, pentru a menține radiația la nivelul observat timp de miliarde de ani, este suficient ca Soarele să „utilizeze” nu mai mult de 10% din rezerva sa inițială de hidrogen. Acum putem prezenta o imagine a evoluției unei stele, după cum urmează. Din anumite motive (mai multe dintre ele pot fi specificate), un nor al mediului interstelar gaz-praf a început să se condenseze. Destul de curând (desigur, la scară astronomică!) sub influența forțelor gravitaționale universale, din acest nor se formează o minge de gaz relativ densă, opac. Strict vorbind, această minge nu poate fi încă numită stea, deoarece în regiunile sale centrale temperatura este insuficientă pentru a începe reacțiile termonucleare. Presiunea gazului din interiorul mingii nu este încă capabilă să echilibreze forțele de atracție ale părților sale individuale, așa că va fi comprimat continuu.

Unii astronomi obișnuiau să creadă că astfel de „protostele” sunt observate în nebuloase individuale ca formațiuni compacte foarte întunecate, așa-numitele globule. Succesul radioastronomiei ne-a forțat însă să renunțăm la acest punct de vedere destul de naiv. De obicei, nu se formează o singură protostea în același timp, ci un grup mai mult sau mai puțin numeros dintre ele. În viitor, aceste grupuri devin asociații și clustere stelare, bine cunoscute astronomilor. Este foarte probabil ca în această etapă foarte timpurie a evoluției unei stele, în jurul ei să se formeze aglomerări de masă mai mică, care apoi se transformă treptat în planete.

Când o protostea se contractă, temperatura acesteia crește și o parte semnificativă din energia potențială eliberată este radiată în spațiul înconjurător. Deoarece dimensiunile sferei gazoase contractante sunt foarte mari, radiația pe unitatea de suprafață a suprafeței sale va fi neglijabilă. Deoarece fluxul de radiație de la o unitate de suprafață este proporțional cu a patra putere a temperaturii (legea Stefan-Boltzmann), temperatura straturilor de suprafață ale stelei este relativ scăzută, în timp ce luminozitatea sa este aproape aceeași cu cea a unei stele obișnuite. cu aceeași masă. Prin urmare, pe diagrama „spectru-luminozitate”, astfel de stele vor fi situate în dreapta secvenței principale, adică vor cădea în regiunea giganților roșii sau a piticelor roșii, în funcție de valorile maselor lor inițiale.

În viitor, protostarul continuă să se micșoreze. Dimensiunile sale devin mai mici, iar temperatura suprafeței crește, drept urmare spectrul devine din ce în ce mai „devreme”. Astfel, deplasându-se de-a lungul diagramei „spectru - luminozitate”, protostarul „se așează” destul de repede pe secvența principală. În această perioadă, temperatura interiorului stelar este deja suficientă pentru ca acolo să înceapă reacțiile termonucleare. În același timp, presiunea gazului din interiorul viitoarei stele echilibrează atracția, iar bila de gaz încetează să se mai micșoreze. Protostarul devine o stea.

Este nevoie de relativ puțin timp pentru ca protostele să treacă prin această etapă foarte timpurie a evoluției lor. Dacă, de exemplu, masa protostelei este mai mare decât masa solară, sunt necesare doar câteva milioane de ani; dacă este mai mică, câteva sute de milioane de ani. Deoarece timpul de evoluție al protostelelor este relativ scurt, este dificil de detectat această fază timpurie a dezvoltării unei stele. Cu toate acestea, stele în această etapă, aparent, sunt observate. Vorbim despre stele T Tauri foarte interesante, de obicei scufundate în nebuloase întunecate.

Odată ajunsă în secvența principală și încetând să se mai micșoreze, steaua radiază mult timp practic fără să-și schimbe poziția pe diagrama „spectru - luminozitate”. Radiația sa este susținută de reacții termonucleare care au loc în regiunile centrale. Astfel, secvența principală este, așa cum ar fi, locul punctelor din diagrama „spectru - luminozitate”, unde o stea (în funcție de masa sa) poate radia timp îndelungat și în mod constant datorită reacțiilor termonucleare. Poziția unei stele pe secvența principală este determinată de masa sa. Trebuie remarcat faptul că mai există un parametru care determină poziția unei stele radiante de echilibru pe diagrama „spectru-luminozitate”. Acest parametru este compoziția chimică inițială a stelei. Dacă abundența relativă a elementelor grele scade, steaua va „cădea” în diagrama de mai jos. Această împrejurare explică prezența unei secvențe de subpitici.

După cum am menționat mai sus, abundența relativă a elementelor grele în aceste stele este de zece ori mai mică decât în ​​stelele din secvența principală.

Timpul de rezidență al unei stele pe secvența principală este determinat de masa sa inițială. Dacă masa este mare, radiația stelei are o putere uriașă și își consumă rapid rezervele de „combustibil” de hidrogen. De exemplu, stelele din secvența principală cu o masă de câteva zeci de ori mai mare decât masa solară (acestea sunt giganți albaștri fierbinți de tip spectral O) pot radia în mod constant în timp ce se află în această secvență doar câteva milioane de ani, în timp ce stelele cu un masa apropiată de cea solară, sunt pe secvența principală 10-15 miliarde de ani.

„Arderea” hidrogenului (adică transformarea lui în heliu în reacții termonucleare) are loc numai în regiunile centrale ale stelei. Acest lucru se explică prin faptul că materia stelară este amestecată doar în regiunile centrale ale stelei, unde au loc reacții nucleare, în timp ce straturile exterioare păstrează conținutul relativ de hidrogen neschimbat. Deoarece cantitatea de hidrogen din regiunile centrale ale stelei este limitată, mai devreme sau mai târziu (în funcție de masa stelei) aproape tot se va „arde” acolo.

Calculele arată că masa și raza regiunii sale centrale, în care au loc reacțiile nucleare, scad treptat, în timp ce steaua se deplasează încet spre dreapta în diagrama „spectr – luminozitate”. Acest proces are loc mult mai rapid în stelele relativ masive. Dacă ne imaginăm un grup de stele în evoluție formate simultan, atunci, în timp, secvența principală de pe diagrama „spectru - luminozitate”, construită pentru acest grup, se va îndoi, parcă, spre dreapta.

Ce se va întâmpla cu o stea când tot (sau aproape tot) hidrogenul din miezul ei „se stinge”? Deoarece eliberarea de energie în regiunile centrale ale stelei încetează, temperatura și presiunea de acolo nu pot fi menținute la nivelul necesar pentru a contracara forța gravitațională care comprimă steaua. Miezul stelei va începe să se micșoreze, iar temperatura acesteia va crește. Se formează o regiune fierbinte foarte densă, constând din heliu (la care s-a întors hidrogenul) cu un mic amestec de elemente mai grele. Un gaz în această stare se numește „degenerat”. Are o serie de proprietăți interesante, asupra cărora nu ne putem opri aici. În această regiune densă fierbinte nu vor avea loc reacții nucleare, dar vor decurge destul de intens la periferia nucleului, într-un strat relativ subțire. Calculele arată că luminozitatea stelei și dimensiunea acesteia vor începe să crească. Steaua, parcă, „se umflă” și începe să „coboare” din secvența principală, deplasându-se în regiunile gigantului roșu. În plus, se dovedește că stelele gigantice cu un conținut mai scăzut de elemente grele vor avea o luminozitate mai mare pentru aceeași dimensiune. Când o stea trece în stadiul de gigantă roșie, rata de evoluție a acesteia crește semnificativ.

Următoarea întrebare este ce se va întâmpla cu steaua când reacția heliu-carbon din regiunile centrale s-a epuizat, precum și reacția cu hidrogen din stratul subțire din jurul miezului dens fierbinte? Ce stadiu de evoluție va veni după stadiul gigantului roșu? Totalitatea datelor observaționale, precum și o serie de considerații teoretice, indică faptul că în acest stadiu al evoluției stelelor, a căror masă este mai mică de 1,2 mase solare, o parte semnificativă a masei lor, care formează învelișul lor exterior, "picături."

O stea este o minge fierbinte de gaz, încălzită de energie nucleară și reținută de forțele gravitaționale. Principalele informații despre stele sunt date de lumina pe care o emit și de radiațiile electromagnetice din alte regiuni ale spectrului. Principalii factori care determină proprietățile unei stele sunt masa, compoziția chimică și vârsta acesteia. Stelele trebuie să se schimbe în timp pe măsură ce radiază energie în spațiu. Informații despre evoluția stelară pot fi obținute din diagrama Hertzsprung-Russell, care este dependența luminozității unei stele de temperatura de suprafață (Fig. 9).

În diagrama Hertzsprung-Russell, stelele sunt distribuite neuniform. Aproximativ 90% dintre stele sunt concentrate într-o bandă îngustă care traversează diagrama în diagonală. Această bandă se numește secvența principală. Capătul său superior este situat în regiunea stelelor albastre strălucitoare. Diferența dintre populația de stele situate pe secvența principală și regiunile adiacente secvenței principale este de câteva ordine de mărime. Motivul este că pe secvența principală există stele în stadiul de ardere a hidrogenului, care alcătuiește cea mai mare parte a vieții unei stele. Soarele este în secvența principală. Poziția sa este prezentată în fig. nouă.
Următoarele regiuni cele mai populate după secvența principală sunt piticele albe, giganții roșii și supergiganții roșii. Giganții roșii și supergiganții sunt în mare parte stele în stadiul de ardere a heliului și a nucleelor ​​mai grele.
Luminozitatea unei stele este energia totală emisă de o stea pe unitatea de timp. Luminozitatea unei stele poate fi calculată din energia care ajunge pe Pământ dacă se cunoaște distanța până la stea.
Din termodinamică se știe că, măsurând lungimea de undă la radiația maximă a unui corp negru, se poate determina temperatura acestuia. Un corp negru cu o temperatură de 3 K va avea o distribuție spectrală maximă la o frecvență de 3·10 11 Hz. Un corp negru cu o temperatură de 6000 K va emite lumină verde. Temperatura 10 6 K corespunde radiației cu raze X. Tabelul 2 prezintă intervalele de lungimi de undă corespunzătoare diferitelor culori observate în domeniul optic.

masa 2

Culoare și lungime de undă

Temperatura de suprafață a unei stele este calculată din distribuția spectrală a radiației.
Clasificarea tipului spectral de stele este ușor de înțeles din Tabelul 3.
Fiecare literă caracterizează vedetele unei anumite clase. Stelele de clasa O sunt cele mai fierbinți, stelele de clasa N sunt cele mai reci. Într-o stea de clasa O, sunt vizibile în principal liniile spectrale ale heliului ionizat. Soarele aparține clasei G, care se caracterizează prin linii de calciu ionizat.
Tabelul 4 prezintă principalele caracteristici ale Soarelui. Limitele de variație ale unor caracteristici ale stelelor precum masa (M), luminozitatea (L), raza (R) și temperatura suprafeței (T) sunt date în tabelul 5.

Tabelul 3

Tipuri spectrale de stele

Denumirea clasei stele	trăsătură caracteristică linii spectrale	Temperatura suprafata, K
	Heliu ionizat
	heliu neutru
	Calciu ionizat
	calciu ionizat, metale neutre
	Metale neutre
	metale neutre, benzi de absorbție molecule
	benzi de absorbție cianura (CN) 2

Orez. 10. Relația masă-luminozitate

Pentru stelele din secvența principală cu o masă cunoscută, dependența masă-luminozitate este prezentată în Fig. 10 și are forma
L ~ M n , unde n = 1,6 pentru stelele de masă mică (M < M) și n = 5,4 pentru stelele de masă mare (M > M). Aceasta înseamnă că deplasarea de-a lungul secvenței principale de la stele cu masă mai mică la stele cu masă mai mare duce la o creștere a luminozității.

Tabelul 4

Principalele caracteristici ale Soarelui

Luminozitatea L	3,83 10 33 erg/s (2,4 10 39 MeV/s)
Fluxul de radiații pe unitate suprafete	6,3 10 7 W/m2
Densitatea medie a materiei
Densitate în centru
Temperatura suprafeței
temperatura in centru
Compoziție chimică: hidrogen heliu carbon, azot, oxigen, neon etc.	74% 23% 3%
Vârstă
Accelerația gravitației la suprafață	2,7 10 4 cm/s 2
Raza Schwarzschild - 2GM / c 2 (c - viteza luminii)
Perioada de rotație relativ la stele fixe
Distanța până la centrul galaxiei
Viteza de rotație în jurul centrului galaxii

Tabelul 5

Limitele schimbării caracteristicilor diferitelor stele

10-1M< M < 50 M

10-4 L< L < 10 6 L

10-2R< R < 10 3 R

2 10 3 K< T < 10 5 K

Caracteristicile corespunzătoare ale Soarelui sunt luate ca unitatea de măsură M, R, L, T este temperatura suprafeței.

Astfel, stelele mai masive sunt și mai strălucitoare.
În partea din stânga jos a diagramei (Fig. 9) - al doilea grup ca mărime - pitice albe. În colțul din dreapta sus al diagramei sunt grupate stele cu luminozitate mare, dar cu temperaturi scăzute la suprafață - giganți roșii și supergiganți. Acest tip de stea este mai rar întâlnit. Numele de „giganți” și „pitici” sunt asociate cu dimensiunea stelelor. Piticele albe nu respectă relația masă-luminozitate caracteristică stelelor din secvența principală. Pentru aceeași masă, ele au o luminozitate mult mai mică decât stelele din secvența principală.
O stea poate fi pe secvența principală la un moment dat al evoluției sale și poate fi o pitică uriașă sau albă la altul. Majoritatea stelelor sunt în secvența principală, deoarece aceasta este cea mai lungă fază a evoluției unei stele.
Unul dintre punctele esențiale în înțelegerea evoluției Universului este ideea distribuției în masă a stelelor formate. Studiind distribuția de masă observată a stelelor și luând în considerare durata de viață a stelelor de diferite mase, se poate obține distribuția de masă a stelelor în momentul nașterii. Se stabilește că probabilitatea nașterii unei stele de o masă dată, foarte aproximativ, este invers proporțională cu pătratul masei (funcția Salpeter).

Radiația stelelor se menține în principal datorită a două tipuri de reacții termonucleare. În stelele masive, acestea sunt reacții ale ciclului carbon-azot, iar în stelele cu masă mică precum Soarele, acestea sunt reacții proton-proton. În primul, carbonul joacă rolul unui catalizator: nu se consumă în sine, ci contribuie la transformarea altor elemente, în urma cărora 4 nuclee de hidrogen sunt combinate într-un singur nucleu de heliu.

În principiu, sunt posibile multe alte reacții termonucleare, dar calculele arată că, la temperaturile care predomină în nucleele stelelor, reacțiile acestor două cicluri se produc cel mai intens și dau puterea de energie exact necesară pentru a menține radiația stelară observată. .

După cum puteți vedea, o stea este un cadru natural pentru reacții termonucleare controlate. Dacă în laboratorul terestru se creează aceeași temperatură și presiune a plasmei, atunci în el vor începe aceleași reacții nucleare. Dar cum să păstrăm această plasmă în laborator? La urma urmei, nu avem un material care să reziste la atingerea unei substanțe cu o temperatură de 10-20 milioane K fără a se evapora. Și steaua nu are nevoie de asta: gravitația sa puternică rezistă cu succes presiunii gigantice a plasmei.

Atâta timp cât reacția proton-proton sau ciclul carbon-azot se desfășoară în stea, aceasta se află în secvența principală, unde își petrece cea mai mare parte a vieții. Mai târziu, când se formează un miez de heliu la stea și temperatura din acesta crește, apare o „fulgerare de heliu”, adică. încep reacțiile de transformare a heliului în elemente mai grele, ducând și la eliberarea de energie.

Turbina unei centrale nucleare este un motor termic care determină eficiența generală a centralei în conformitate cu cea de-a doua lege a termodinamicii. La centralele nucleare moderne, eficiența este aproximativ egală. Prin urmare, pentru a produce 1000 MW de putere electrică, puterea termică a reactorului trebuie să ajungă la 3000 MW. 2000 MW trebuie transportați de apa care răcește condensatorul. Acest lucru duce la supraîncălzirea locală a corpurilor naturale de apă și la apariția ulterioară a problemelor de mediu.

Totuși, principala problemă este asigurarea siguranței radiațiilor complete a persoanelor care lucrează la centralele nucleare și prevenirea eliberărilor accidentale de substanțe radioactive care se acumulează în cantități mari în miezul reactorului. Se acordă multă atenție acestei probleme în dezvoltarea reactoarelor nucleare. Cu toate acestea, după accidentele de la unele centrale nucleare, în special la centrala nucleară din Pennsylvania (SUA, 1979) și la centrala nucleară de la Cernobîl (1986), problema securității energiei nucleare a devenit deosebit de acută.

Energia nucleară modernă se bazează pe divizarea nucleelor ​​atomice în două mai ușoare cu eliberarea de energie proporțională cu pierderea de masă. Sursa de energie și produsele de descompunere sunt elemente radioactive. Ele sunt asociate cu principalele probleme de mediu ale energiei nucleare.

Se eliberează și mai multă energie în procesul de fuziune nucleară, în care două nuclee se contopesc într-unul mai greu, dar și cu o pierdere de masă și eliberare de energie. Hidrogenul este elementul de pornire pentru sinteza, iar heliul este elementul final. Ambele elemente nu au un impact negativ asupra mediului și sunt practic inepuizabile.

Rezultatul fuziunii nucleare este energia soarelui. Acest proces este modelat de om în timpul exploziilor bombelor cu hidrogen. Sarcina este de a face fuziunea nucleară controlabilă și de a-și folosi energia în mod intenționat. Principala dificultate constă în faptul că fuziunea nucleară este posibilă la presiuni și temperaturi foarte mari de aproximativ 100 milioane °C. Nu există materiale din care să fie posibilă fabricarea de reactoare pentru implementarea reacțiilor la temperaturi ultra-înalte (termonucleare). Orice material se topește și se evaporă.

Oamenii de știință au luat calea căutării posibilității de a desfășura reacții într-un mediu care nu este capabil de evaporare. În prezent, există două moduri de a face acest lucru. Una dintre ele se bazează pe reținerea hidrogenului într-un câmp magnetic puternic.

În ciuda unor rezultate pozitive în implementarea fuziunii nucleare controlate, există opinii că în viitorul apropiat este puțin probabil să fie folosită pentru a rezolva problemele energetice. Acest lucru se datorează naturii nerezolvate a multor probleme și necesității unor cheltuieli colosale pentru dezvoltări experimentale și chiar mai industriale.



Diagrama „spectru – luminozitate”

La fel ca Soarele, stelele luminează Pământul, dar din cauza distanței uriașe până la ele, iluminarea pe care o creează pe Pământ este cu multe ordine de mărime mai mică decât cea solară. Din acest motiv, apar probleme tehnice la măsurarea iluminării de la stele. Astronomii construiesc telescoape gigantice pentru a capta razele slabe ale stelelor. Cu cât diametrul lentilei telescopului este mai mare, cu atât stelele mai slabe pot fi explorate cu acesta. Măsurătorile au arătat că, de exemplu, Steaua Polară creează iluminare pe suprafața Pământului E = 3,8 10 -9 W/m 2, care este de 370 de miliarde de ori mai mică decât iluminarea creată de Soare. Distanța până la Steaua Polară este de 200 pc, sau aproximativ 650 ly. ani (r = b 10 18 m). Prin urmare, luminozitatea stelei polare L p \u003d 4πr 2 E \u003d 4 3,14 x (6 10 18 m) 2 3,8 10 -9 W / m 2 \u003d 9,1 10 29 W \u003d 4600 L După cum puteți vedea, în ciuda luminozității mici vizibile a acestei stele, luminozitatea sa este de 4600 de ori mai mare decât a soarelui.

Măsurătorile au arătat că printre stele există stele de sute de mii de ori mai puternice decât Soarele, și stele cu luminozități de zeci de mii de ori mai mici decât cele ale Soarelui.

Măsurătorile temperaturilor suprafeței stelare au arătat că temperatura de suprafață a unei stele determină culoarea sa vizibilă și prezența liniilor spectrale de absorbție a anumitor elemente chimice în spectrul său. Deci, Sirius strălucește în alb și temperatura lui este de aproape 10.000 K. Steaua Betelgeuse (α Orion) are o culoare roșie și o temperatură la suprafață de aproximativ 3500 K. Soarele galben are o temperatură de 6000 K. După temperatură, după culoare și după tipul de spectru, toate stelele au fost împărțite în clase spectrale, care sunt notate cu literele O, B, A, F, G, K, M. Clasificarea spectrală a stelelor este dată în tabelul de mai jos.

Există o altă legătură interesantă între clasa spectrală a unei stele și luminozitatea acesteia, care este reprezentată ca o diagramă „spectru - luminozitate (în luminozitățile Soarelui)” (se mai numește și Diagrama Hertzsprung-Russellîn onoarea a doi astronomi – E. Hertzsprung şi G. Ressel, care l-au construit). Patru grupuri de stele se disting clar pe diagramă.

Secvența principală

Pe ea cad parametrii majorității stelelor. Soarele nostru este una dintre principalele stele din secvența. Densitățile stelelor din secvența principală sunt comparabile cu densitatea solară.

giganți roșii

Acest grup include în principal stele roșii cu raza de zece ori mai mare decât cea solară, de exemplu, steaua Arcturus (α Bootes), a cărei rază este de 25 de ori mai mare decât cea solară, iar luminozitatea este de 140 de ori mai mare.

supergiganți

Acestea sunt stele cu luminozități de zeci și sute de mii de ori mai mari decât cea solară. Razele acestor stele sunt de sute de ori mai mari decât raza Soarelui. Supergianti roșii includ Betelgeuse (și Orion). Cu o masă de aproximativ 15 ori mai mare decât soarele, raza lui depășește soarele de aproape 1000 de ori. Densitatea medie a acestei stele este de numai 2 10 -11 kg / m 3, ceea ce este de peste 1.000.000 de ori mai mică decât densitatea aerului.

pitice albe

Acesta este un grup de stele în mare parte albe cu luminozități de sute și mii de ori mai mici decât soarele. Ele sunt situate în partea stângă jos a diagramei. Aceste stele au raze de aproape o sută de ori mai mici decât soarele și sunt comparabile ca mărime cu cele ale planetelor. Un exemplu de pitică albă este steaua Sirius B, un satelit al lui Sirius. Cu o masă aproape egală cu cea a soarelui și o dimensiune de 2,5 ori mai mare decât dimensiunea Pământului, această stea are o densitate medie gigantică - ρ = 3 10 8 kg/m 3 .

Pentru a înțelege cum sunt explicate diferențele observate între stele din diferite grupuri, să ne amintim relația dintre luminozitate, temperatură și raza unei stele, pe care le-am folosit pentru a determina temperatura Soarelui.

Să comparăm două stele de tip spectral K, una este secvența principală (MS), cealaltă este o gigantă roșie (KG). Au aceeași temperatură - T \u003d 4500 K, iar luminozitățile diferă de o mie de ori:

adică, giganții roșii sunt de zeci de ori mai mari decât stelele din secvența principală.

Mase de stele a fost posibil să se măsoare doar pentru stelele care fac parte din sistemele binare. Și au fost determinate de parametrii orbitelor stelelor și de perioada de revoluție a acestora unul în jurul celuilalt folosind a treia lege generalizată a lui Kepler. S-a dovedit că înăuntru se află masele tuturor stelelor

0,05M ≤ M ≤ 100M

Pentru stelele din secvența principală, există o relație între masa unei stele și luminozitatea acesteia: cu cât masa unei stele este mai mare, cu atât luminozitatea acesteia este mai mare.

Astfel, o stea din clasa spectrală B are o masă de aproximativ M ≈ 20 M și luminozitatea sa este de aproape 100.000 de ori mai mare decât soarele.

Sursa de energie a soarelui și a stelelor

Conform conceptelor moderne, sursa de energie care susține radiația Soarelui și a stelelor este energia nucleară, care este eliberată în timpul reacțiilor termonucleare de formare (fuziune) a nucleelor ​​atomilor de heliu din nucleele atomilor de hidrogen. În timpul reacției de fuziune, nucleul atomului de heliu este format din patru nuclee de atomi de hidrogen (patru protoni), în timp ce se eliberează energie ΔЕ = 4,8 10 -12 J, numită energie de legătură, două particule elementare de neutrini și doi pozitroni (4Н He + 2е + + 2ν + ΔЕ).

Pentru ca reacțiile nucleare să aibă loc, este necesară o temperatură mai mare de câteva milioane de kelvin, la care protonii cu aceleași sarcini care participă la reacție ar putea primi suficientă energie pentru abordarea reciprocă, depășind forțele electrice de repulsie și contopindu-se într-un nou nucleu. Ca rezultat al reacțiilor de fuziune termonucleară din hidrogen cu o masă de 1 kg, se formează heliu cu o masă de 0,99 kg, un defect de masă Δm = 0,01 kg și se eliberează energie q = Δmc 2 = 9 10 14 J.

Acum putem estima cât vor dura rezervele de hidrogen ale Soarelui pentru a menține strălucirea observată a Soarelui, adică durata de viață a Soarelui. Stocul de energie nucleară E \u003d M q \u003d 2 10 30 9 10 14 \u003d 1,8 10 45 J. Dacă împărțim acest stoc de energie nucleară la luminozitatea Soarelui L, atunci obținem durata de viață a Soarelui:

Dacă avem în vedere că Soarele este format din cel puțin 70% hidrogen, iar reacțiile nucleare au loc doar în centru, în miezul solar, a cărui masă este de aproximativ 0,1 M și unde temperatura este suficient de mare pentru a avea loc reacții termonucleare, atunci durata de viață a Soarele și stelele, similare cu Soarele vor fi t ≈ 10 10 ani

Stelele 1 sunt bile de gaz fierbinte, în mare parte ionizat. Ionizarea materiei stelare este o consecință a temperaturii sale ridicate (de la câteva mii la câteva zeci de mii de grade).

În urma unui studiu al compoziției chimice a Soarelui și a altor stele, s-a constatat că acestea conțin aproape toate elementele chimice prezente pe Pământ și prezentate în tabelul lui D. I. Mendeleev. De asemenea, s-a dovedit că, în majoritatea cazurilor, 70% din masa stelei este hidrogen, 28% - heliu și 2% - elemente mai grele.

Știți deja că cu cât masa unei stele este mai mare, cu atât câmpul gravitațional pe care îl creează este mai puternic. Datorită acțiunii forțelor gravitaționale care comprimă materia stelară, temperatura, densitatea, presiunea acesteia cresc semnificativ de la straturile exterioare spre centru.

Deci, de exemplu, temperatura straturilor exterioare ale Soarelui este de aproximativ 6 10 3 ° C, iar în centru - aproximativ 14-15 milioane ° C, densitatea materiei în centrul Soarelui este de aproximativ 150 g / cm 3 (de 19 ori mai mult decât cea a fierului), iar presiunea de la straturile mijlocii spre centru crește de la 7 10 8 la 3,4 10 11 atm. La asemenea temperaturi și presiuni, în nucleu pot avea loc reacții termonucleare, care sunt sursa de energie pentru stele.

Puterea de radiație a unei stele (numită și luminozitate și notată cu litera L) este proporțională cu puterea a patra a masei sale:

Reacțiile termonucleare care au loc în interiorul stelelor sunt unul dintre procesele care disting semnificativ stelele de planete, deoarece sursa internă de încălzire planetară este dezintegrarea radioactivă. Această diferență se datorează faptului că masa oricărei stele este în mod evident mai mare decât masa chiar și a celei mai mari planete. Acest lucru poate fi ilustrat prin exemplul lui Jupiter. În ciuda faptului că în multe privințe este foarte asemănătoare cu o stea, masa sa s-a dovedit a fi insuficientă pentru condițiile necesare pentru apariția reacțiilor termonucleare în adâncimea ei.

Ca urmare a reacțiilor termonucleare, în intestinele Soarelui este eliberată o energie uriașă, care își menține strălucirea. Să luăm în considerare modul în care această energie iese la suprafața Soarelui.

În zona de transfer al energiei radiante (Fig. 188), căldura eliberată în miez se răspândește de la centru către suprafața Soarelui prin radiație, adică prin absorbția și emisia de porțiuni de lumină de către materie - cuante. Deoarece cuantele sunt emise de atomi în orice direcție, drumul lor către suprafață durează mii de ani.

Orez. 188. Structura Soarelui

În zona de convecție, energia este transferată la suprafață prin creșterea fluxurilor de gaz fierbinte. Ajuns la suprafață, gazul, care iradiază energie, se răcește, se condensează și se scufundă la baza zonei. În zona convectivă, gazul este opac. Prin urmare, puteți vedea doar acele straturi care se află deasupra acestuia: fotosfera, cromosfera și corona (nu sunt indicate în figură). Aceste trei straturi aparțin atmosferei solare.

Fotosfera („sfera de lumină”) din fotografii arată ca o colecție de pete luminoase - granule (Fig. 189), separate prin linii subțiri întunecate. Punctele luminoase sunt fluxuri de gaz fierbinte care plutesc la suprafața zonei convective.

Orez. 189. Granule și o pată în fotosfera solară

Cromosfera („sfera de culoare”) este numită astfel pentru culoarea sa roșiatică-violet. Unul dintre cele mai interesante fenomene care pot fi observate în cromosferă sunt proeminențele 2 . Lungimea cromosferei ajunge la 10-15 mii km.

Partea cea mai exterioară a atmosferei Soarelui este coroana. Se întinde pe milioane de kilometri (adică pe o distanță de ordinul mai multor raze solare), în ciuda faptului că forța gravitațională asupra Soarelui este foarte puternică. Lungimea mare a coroanei se explică prin faptul că mișcările atomilor și electronilor din coroană, încălzite la o temperatură de 1-2 milioane ° C, au loc la viteze mari. Coroana solară este clar vizibilă în timpul unei eclipse solare (Fig. 190). Forma și luminozitatea coroanei se schimbă în funcție de ciclul activității solare, adică cu o frecvență de 11 ani.

Orez. 190. Coroana solară (în timpul eclipsei totale de soare din 1999)

Inducția câmpului magnetic pe Soare este de numai 2 ori mai mare decât pe suprafața Pământului. Dar din când în când, câmpuri magnetice concentrate apar într-o regiune mică a atmosferei solare, de câteva mii de ori mai puternică decât pe Pământ. Ele împiedică creșterea plasmei fierbinți, în urma căreia, în loc de granule ușoare, se formează o zonă întunecată - o pată solară (vezi Fig. 189). Când apar grupuri mari de pete, puterea radiațiilor vizibile, ultraviolete și cu raze X crește brusc, ceea ce poate afecta negativ bunăstarea oamenilor.

Mișcarea petelor pe discul solar este o consecință a rotației acestuia, care are loc cu o perioadă egală cu 25,4 zile în raport cu stele.

Etapa finală a procesului de evoluție stelar include mai multe etape. Când tot hidrogenul din centrul stelei se transformă în heliu, structura stelei începe să se schimbe semnificativ. Luminozitatea sa crește, temperatura suprafeței scade, straturile exterioare se dilată, iar straturile interioare se contractă. Steaua devine o gigantă roșie, adică o stea uriașă cu luminozitate mare și densitate foarte scăzută. În centru se formează un miez dens și fierbinte de heliu. Când temperatura din acesta ajunge la 100 milioane ° C, începe reacția de transformare a heliului în carbon, însoțită de eliberarea unei cantități mari de energie.

În următoarea etapă, stele precum Soarele își aruncă o parte din materie, se micșorează la dimensiunea planetelor, transformându-se în stele mici, foarte dense - pitice albe și se răcesc încet.

Întrebări

1. La o temperatură în miez de ordinul 14-15 milioane ° C și presiuni de la 7 10 8 la 3,4 10 11 atm, steaua ar trebui să se transforme într-un nor de gaz în expansiune. Dar asta nu se întâmplă. Ce forțe crezi că se opun expansiunii stelei?
2. Care este sursa de energie emisă de o stea?
3. Ce proces fizic este sursa încălzirii interne a planetei?
4. Ce cauzează formarea petelor solare?
5. Care sunt straturile atmosferei solare?
6. Povestește-ne despre principalele etape ale evoluției Soarelui.

2 Proeminențele sunt uriașe, lungi de până la sute de mii de kilometri, formațiuni de plasmă în coroana solară, având o densitate mai mare și o temperatură mai scăzută decât plasma coronală din jurul lor.