As estrelas, assim como as pessoas, podem ser recém-nascidas, jovens ou velhas. A cada momento algumas estrelas morrem e outras se formam. Normalmente os mais novos deles são semelhantes ao Sol. Eles estão em fase de formação e são, na verdade, protoestrelas. Os astrônomos as chamam de estrelas T-Taurus, em homenagem ao seu protótipo. Em termos de suas propriedades – por exemplo, luminosidade – as protoestrelas são variáveis, uma vez que sua existência ainda não entrou em uma fase estável. Muitos deles têm grandes quantidades de matéria ao seu redor. Correntes de vento poderosas emanam de estrelas do tipo T.

Protoestrelas: o início do seu ciclo de vida

Se a matéria cair na superfície de uma protoestrela, ela rapidamente queima e se transforma em calor. Como consequência, a temperatura das protoestrelas aumenta constantemente. Quando sobe tão alto que estrelas são lançadas no centro reações nucleares, a protoestrela adquire o status de comum. Com o início das reações nucleares, a estrela passa a ter uma fonte constante de energia que sustenta sua vida por muito tempo. A duração do ciclo de vida de uma estrela no Universo depende do seu tamanho original. No entanto, acredita-se que estrelas com o diâmetro do Sol tenham energia suficiente para existir confortavelmente durante cerca de 10 mil milhões de anos. Apesar disso, também acontece que estrelas ainda mais massivas vivem apenas alguns milhões de anos. Isso se deve ao fato de que eles queimam o combustível muito mais rápido.

Estrelas de tamanho normal

Cada uma das estrelas é um aglomerado de gás quente. Em suas profundezas ocorre constantemente o processo de geração de energia nuclear. No entanto, nem todas as estrelas são como o Sol. Uma das principais diferenças é a cor. As estrelas não são apenas amarelas, mas também azuladas e avermelhadas.

Brilho e Luminosidade

Eles também diferem em características como brilho e brilho. O brilho de uma estrela observada da superfície da Terra depende não apenas de sua luminosidade, mas também de sua distância do nosso planeta. Dada a sua distância da Terra, as estrelas podem ter brilhos completamente diferentes. Este indicador varia de um décimo milésimo do brilho do Sol a um brilho comparável a mais de um milhão de Sóis.

A maioria das estrelas está na extremidade inferior deste espectro, sendo escuras. Em muitos aspectos, o Sol é uma estrela média e típica. Porém, comparado a outros, possui brilho muito maior. Um grande número de estrelas escuras pode ser observado mesmo a olho nu. A razão pela qual as estrelas variam em brilho é devido à sua massa. Cor, brilho e mudança de brilho ao longo do tempo são determinados pela quantidade de substância.

Tentativas de explicar o ciclo de vida das estrelas

Há muito que as pessoas tentam rastrear a vida das estrelas, mas as primeiras tentativas dos cientistas foram bastante tímidas. O primeiro avanço foi a aplicação da lei de Lane à hipótese Helmholtz-Kelvin de contração gravitacional. Isso trouxe um novo entendimento para a astronomia: teoricamente, a temperatura de uma estrela deveria aumentar (seu indicador é inversamente proporcional ao raio da estrela) até que um aumento na densidade retardasse os processos de compressão. Então o consumo de energia será superior ao seu rendimento. Neste momento, a estrela começará a esfriar rapidamente.

Hipóteses sobre a vida das estrelas

Uma das hipóteses originais sobre o ciclo de vida de uma estrela foi proposta pelo astrônomo Norman Lockyer. Ele acreditava que as estrelas surgem da matéria meteórica. Além disso, as disposições da sua hipótese basearam-se não apenas nas conclusões teóricas disponíveis na astronomia, mas também em dados análise espectral estrelas Lockyer estava convencido de que os elementos químicos que participam da evolução dos corpos celestes consistem em partículas elementares - “protoelementos”. Ao contrário dos nêutrons, prótons e elétrons modernos, eles não têm um caráter geral, mas sim individual. Por exemplo, de acordo com Lockyer, o hidrogênio decai no que é chamado de “protohidrogênio”; o ferro torna-se “proto-ferro”. Outros astrônomos também tentaram descrever o ciclo de vida de uma estrela, por exemplo, James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.

Estrelas gigantes e estrelas anãs

Estrelas tamanhos grandes são os mais quentes e brilhantes. Eles geralmente têm aparência branca ou azulada. Apesar de serem gigantescos, o combustível dentro deles queima tão rapidamente que são privados dele em apenas alguns milhões de anos.

As estrelas pequenas, ao contrário das gigantes, geralmente não são tão brilhantes. Eles são de cor vermelha e vivem o suficiente - bilhões de anos. Mas entre as estrelas brilhantes do céu também existem as vermelhas e as laranjas. Um exemplo é a estrela Aldebaran – o chamado “olho do touro”, localizada na constelação de Touro; e também na constelação de Escorpião. Por que estas estrelas frias são capazes de competir em brilho com estrelas quentes como Sirius?

Isso se deve ao fato de que antes eles se expandiram muito e seu diâmetro começou a ultrapassar enormes estrelas vermelhas (supergigantes). A enorme área permite que essas estrelas emitam uma ordem de magnitude mais energia que o Sol. Isto apesar do fato de sua temperatura ser muito mais baixa. Por exemplo, o diâmetro de Betelgeuse, localizado na constelação de Órion, é várias centenas de vezes diâmetro maior Sol. E o diâmetro das estrelas vermelhas comuns geralmente não tem nem um décimo do tamanho do Sol. Essas estrelas são chamadas de anãs. Cada corpo celeste pode passar por esses tipos de ciclos de vida estelar - a mesma estrela em diferentes estágios de sua vida pode ser uma gigante vermelha e uma anã.

Via de regra, luminárias como o Sol sustentam sua existência devido ao hidrogênio encontrado em seu interior. Transforma-se em hélio dentro do núcleo nuclear da estrela. O sol tem uma enorme quantidade de combustível, mas mesmo assim não é infinito - nos últimos cinco bilhões de anos, metade do suprimento se esgotou.

Vida das estrelas. Ciclo de vida das estrelas

Quando o suprimento de hidrogênio dentro de uma estrela se esgota, ocorrem grandes mudanças. O hidrogênio restante começa a queimar não dentro do núcleo, mas na superfície. Ao mesmo tempo, a vida útil de uma estrela está cada vez mais reduzida. O ciclo das estrelas pelo menos, a maioria deles, neste segmento passa para o estágio de gigante vermelha. O tamanho da estrela aumenta e sua temperatura, ao contrário, diminui. É assim que a maioria das gigantes e supergigantes vermelhas aparecem. Este processo faz parte da sequência geral de mudanças que ocorrem nas estrelas, que os cientistas chamam de evolução estelar. O ciclo de vida de uma estrela inclui todos os seus estágios: em última análise, todas as estrelas envelhecem e morrem, e a duração de sua existência é determinada diretamente pela quantidade de combustível. Grandes estrelas acabar com suas vidas com uma explosão enorme e espetacular. As mais modestas, ao contrário, morrem, diminuindo gradativamente até o tamanho das anãs brancas. Então eles simplesmente desaparecem.

Quanto tempo vive uma estrela média? Vida útil uma estrela pode durar de menos de 1,5 milhão de anos a 1 bilhão de anos ou mais. Tudo isso, como já foi dito, depende da sua composição e tamanho. Estrelas como o Sol vivem entre 10 e 16 bilhões de anos. Muito estrelas brilhantes, como Sirius, têm vida relativamente curta - apenas algumas centenas de milhões de anos. O diagrama do ciclo de vida da estrela inclui os seguintes estágios. Esta é uma nuvem molecular - o colapso gravitacional da nuvem - o nascimento de uma supernova - a evolução de uma protoestrela - o fim da fase protoestelar. Depois seguem as etapas: início da fase de estrela jovem - meia-idade - maturidade - fase de gigante vermelha - nebulosa planetária - fase de anã branca. As duas últimas fases são características de estrelas pequenas.

A natureza das nebulosas planetárias

Então, examinamos brevemente o ciclo de vida de uma estrela. Mas o que está se transformando de uma enorme gigante vermelha em uma anã branca, às vezes as estrelas perdem suas camadas externas e então o núcleo da estrela fica exposto. A camada de gás começa a brilhar sob a influência da energia emitida pela estrela. Este estágio recebeu esse nome devido ao fato de que as bolhas de gás luminosas nesta concha muitas vezes se parecem com discos ao redor dos planetas. Mas na realidade eles não têm nada a ver com planetas. O ciclo de vida das estrelas para as crianças pode não incluir todos os detalhes científicos. Só podemos descrever as principais fases da evolução dos corpos celestes.

Aglomerados de estrelas

Os astrônomos adoram explorar. Existe a hipótese de que todos os luminares nascem em grupos, e não individualmente. Como as estrelas pertencentes ao mesmo aglomerado possuem propriedades semelhantes, as diferenças entre elas são verdadeiras e não se devem à distância da Terra. Quaisquer que sejam as mudanças que ocorram nessas estrelas, elas se originam ao mesmo tempo e em condições iguais. Especialmente muito conhecimento pode ser obtido estudando a dependência de suas propriedades da massa. Afinal, a idade das estrelas nos aglomerados e sua distância da Terra são aproximadamente iguais, portanto elas diferem apenas neste indicador. Os clusters não serão do interesse apenas dos astrônomos profissionais - todos os amadores ficarão felizes em fazer foto bonita, admire-os exclusivamente vista bonita no planetário.

20. Comunicações de rádio entre civilizações localizadas em diferentes sistemas planetários

21. Possibilidade de comunicação interestelar utilizando métodos ópticos

22. Comunicação com civilizações alienígenas usando sondas automáticas

23. Análise teórica de probabilidade de comunicações de rádio interestelares. Caráter dos sinais

24. Sobre a possibilidade de contatos diretos entre civilizações alienígenas

25. Observações sobre o ritmo e a natureza do desenvolvimento tecnológico da humanidade

II. A comunicação com seres inteligentes de outros planetas é possível?

Parte um ASPECTO ASTRONÔMICO DO PROBLEMA

4. Evolução das estrelas A astronomia moderna possui um grande número de argumentos a favor da afirmação de que as estrelas são formadas pela condensação de nuvens de gás e poeira no meio interestelar. O processo de formação de estrelas neste ambiente continua até hoje. O esclarecimento desta circunstância é uma das maiores conquistas da astronomia moderna. Até há relativamente pouco tempo, acreditava-se que todas as estrelas se formaram quase simultaneamente há muitos milhares de milhões de anos. O colapso dessas ideias metafísicas foi facilitado, em primeiro lugar, pelo progresso da astronomia observacional e pelo desenvolvimento da teoria da estrutura e evolução das estrelas. Como resultado, ficou claro que muitas das estrelas observadas são objetos relativamente jovens, e algumas delas surgiram quando o homem já estava na Terra. Um argumento importante a favor da conclusão de que as estrelas são formadas a partir do gás interestelar e da poeira é a localização de grupos de estrelas obviamente jovens (as chamadas “associações”) nos braços espirais da Galáxia. O fato é que, segundo observações radioastronômicas, o gás interestelar está concentrado principalmente nos braços espirais das galáxias. Em particular, isto ocorre na nossa Galáxia. Além disso, a partir de “imagens de rádio” detalhadas de algumas galáxias próximas a nós, segue-se que a maior densidade de gás interestelar é observada nas bordas internas (em relação ao centro da galáxia correspondente) da espiral, o que tem uma explicação natural, cujos detalhes não podemos nos deter aqui. Mas é precisamente nestas partes das espirais que as “zonas HII”, isto é, nuvens de gás interestelar ionizado, são observadas por métodos de astronomia óptica. Polegada. 3 já foi dito que a razão da ionização de tais nuvens só pode ser radiação ultravioleta estrelas massivas e quentes - obviamente objetos jovens (veja abaixo). Central para o problema da evolução das estrelas é a questão das fontes de sua energia. Na verdade, de onde vem, por exemplo, a enorme quantidade de energia necessária para manter a radiação do Sol aproximadamente no nível observado durante vários bilhões de anos? A cada segundo, o Sol emite 4x10 33 ergs e, ao longo de 3 mil milhões de anos, emitiu 4x10 50 ergs. Não há dúvida de que a idade do Sol é de cerca de 5 bilhões de anos. Isto decorre pelo menos de estimativas modernas idade da Terra usando vários métodos radioativos. É improvável que o Sol seja “mais jovem” que a Terra. No século passado e no início deste século, várias hipóteses foram propostas sobre a natureza das fontes de energia do Sol e das estrelas. Alguns cientistas, por exemplo, acreditavam que a fonte energia solaré a queda contínua de meteoróides em sua superfície; outros buscaram a fonte na compressão contínua do Sol; A energia potencial liberada durante tal processo poderia, sob certas condições, transformar-se em radiação. Como veremos a seguir, esta fonte pode ser bastante eficaz numa fase inicial da evolução estelar, mas não pode fornecer radiação do Sol durante o tempo necessário. Sucesso física nuclear tornou possível resolver o problema das fontes de energia estelar no final dos anos trinta do nosso século. Tal fonte são as reações de fusão termonuclear que ocorrem nas profundezas das estrelas, às temperaturas muito altas que prevalecem ali (da ordem de dez milhões de Kelvin). Como resultado dessas reações, cuja velocidade depende fortemente da temperatura, os prótons se transformam em núcleos de hélio, e a energia liberada lentamente “vaza” pelas profundezas das estrelas e, no final, significativamente transformada, é emitida para o espaço sideral. Isso é excepcional fonte poderosa. Se assumirmos que inicialmente o Sol consistia apenas de hidrogênio, que como resultado de reações termonucleares foi completamente transformado em hélio, então a quantidade de energia liberada será de aproximadamente 10 52 erg. Assim, para manter a radiação no nível observado durante bilhões de anos, basta que o Sol “gaste” não mais do que 10% de seu suprimento inicial de hidrogênio. Agora podemos imaginar a evolução de uma estrela da seguinte forma. Por algumas razões (várias delas podem ser especificadas), uma nuvem de gás interestelar e meio de poeira começou a condensar. Muito em breve (em escala astronômica, é claro!), sob a influência das forças da gravidade universal, uma bola de gás opaca relativamente densa se formará a partir desta nuvem. A rigor, essa bola ainda não pode ser chamada de estrela, pois em suas regiões centrais a temperatura não é suficiente para o início das reações termonucleares. A pressão do gás dentro da bola ainda não é capaz de equilibrar as forças de atração de suas partes individuais, por isso ela se comprimirá continuamente. Alguns astrônomos acreditavam anteriormente que tais “protoestrelas” eram observadas em nebulosas individuais na forma de formações compactas muito escuras, os chamados glóbulos (Fig. 12). Os sucessos da radioastronomia, no entanto, forçaram-nos a abandonar este ponto de vista bastante ingénuo (ver abaixo). Normalmente, não uma protoestrela é formada ao mesmo tempo, mas um grupo mais ou menos numeroso delas. Posteriormente, esses grupos tornam-se associações e aglomerados estelares, bem conhecidos dos astrônomos. É muito provável que, nesta fase muito inicial da evolução da estrela, se formem aglomerados de menor massa em torno dela, que depois gradualmente se transformam em planetas (ver Capítulo 9).

Arroz. 12. Glóbulos numa nebulosa de difusão

Quando uma protoestrela se contrai, sua temperatura aumenta e uma parte significativa da energia potencial liberada é irradiada para o espaço circundante. Como as dimensões da bola de gás em colapso são muito grandes, a radiação por unidade de sua superfície será insignificante. Como o fluxo de radiação por unidade de superfície é proporcional à quarta potência da temperatura (lei de Stefan-Boltzmann), a temperatura das camadas superficiais da estrela é relativamente baixa, enquanto sua luminosidade é quase a mesma de uma estrela comum com o mesma massa. Portanto, no diagrama espectro-luminosidade, tais estrelas estarão localizadas à direita da sequência principal, ou seja, cairão na região das gigantes vermelhas ou anãs vermelhas, dependendo dos valores de suas massas iniciais. Posteriormente, a protoestrela continua a se contrair. Suas dimensões tornam-se menores e a temperatura da superfície aumenta, como resultado o espectro torna-se cada vez mais “precoce”. Assim, movendo-se ao longo do diagrama espectro-luminosidade, a protoestrela irá rapidamente “sentar-se” na sequência principal. Nesse período, a temperatura do interior estelar já é suficiente para que ali se iniciem reações termonucleares. Neste caso, a pressão do gás dentro da futura estrela equilibra a atração e a bola de gás para de se comprimir. Uma protoestrela se torna uma estrela. Leva relativamente pouco tempo para que as protoestrelas passem por esse estágio inicial de sua evolução. Se, por exemplo, a massa da protoestrela for maior que a solar, levará apenas alguns milhões de anos, se for menor, várias centenas de milhões de anos. Como o tempo evolutivo das protoestrelas é relativamente curto, esta fase inicial do desenvolvimento estelar é difícil de detectar. No entanto, estrelas neste estágio são aparentemente observadas. Queremos dizer muito estrelas interessantes tipo T Tauri, geralmente imerso em nebulosas escuras. Em 1966, de forma bastante inesperada, tornou-se possível observar protoestrelas nos estágios iniciais de sua evolução. Já mencionamos no terceiro capítulo deste livro sobre a descoberta pela radioastronomia de uma série de moléculas no meio interestelar, principalmente hidroxila OH e vapor d'água H2O. A surpresa dos radioastrônomos foi grande quando, ao examinar o céu no comprimento de onda de 18 cm, correspondente à linha de rádio OH, brilhante, extremamente compacto (ou seja, possuindo pequenos dimensões angulares) fontes. Isto foi tão inesperado que, a princípio, eles se recusaram até mesmo a acreditar que linhas de rádio tão brilhantes pudessem pertencer a uma molécula de hidroxila. Foi levantada a hipótese de que essas linhas pertenciam a alguma substância desconhecida, que recebeu imediatamente o nome “apropriado” de “mysterium”. No entanto, o "mysterium" logo compartilhou o destino de seus "irmãos" ópticos - "nebulia" e "corona". O fato é que durante muitas décadas as linhas brilhantes das nebulosas e da coroa solar não puderam ser identificadas com nenhuma linha espectral conhecida. Portanto, foram atribuídos a certos elementos hipotéticos desconhecidos na Terra - “nebulium” e “coroa”. Não sorrimos condescendentemente diante da ignorância dos astrônomos do início do nosso século: afinal, então não existia teoria atômica! O desenvolvimento da física não deixou tabela periódica O lugar de Mendeleev para "celestiais" exóticos: em 1927, o "nebulium" foi desmascarado, cujas linhas foram identificadas de forma completamente confiável com as linhas "proibidas" de oxigênio e nitrogênio ionizados, e em 1939 -1941. Foi demonstrado de forma convincente que as misteriosas linhas de "coronium" pertencem a átomos ionizados multiplicados de ferro, níquel e cálcio. Se foram necessárias décadas para “desmascarar” “nebulium” e “codonia”, então, poucas semanas após a descoberta, ficou claro que as linhas “mysterium” pertencem à hidroxila comum, mas apenas sob condições incomuns. Observações posteriores revelaram, em primeiro lugar, que as fontes do “mysterium” têm dimensões angulares extremamente pequenas. Isso foi mostrado usando o então novo e muito método eficaz pesquisa, chamada "rádio interferometria em linhas de base muito longas". A essência do método se resume a observações simultâneas de fontes em dois radiotelescópios localizados a distâncias de vários milhares de quilômetros um do outro. Acontece que a resolução angular é determinada pela razão entre o comprimento de onda e a distância entre os radiotelescópios. No nosso caso, esse valor pode ser ~3x10 -8 rad ou vários milésimos de segundo de arco! Observe que na astronomia óptica tal resolução angular ainda é completamente inatingível. Tais observações mostraram que existem pelo menos três classes de fontes de “mysterium”. Aqui estaremos interessados ​​​​em fontes de 1ª classe. Todos eles estão localizados dentro de nebulosas gasosas ionizadas, como a famosa Nebulosa de Órion. Como já mencionado, seus tamanhos são extremamente pequenos, milhares de vezes menores que o tamanho da nebulosa. O mais interessante é que possuem uma estrutura espacial complexa. Considere, por exemplo, uma fonte localizada numa nebulosa chamada W3.

Arroz. 13. Perfis dos quatro componentes da linha hidroxila

Na Fig. A Figura 13 apresenta o perfil da linha OH emitida por esta fonte. Como podemos ver, consiste em grande quantidade linhas estreitas e brilhantes. Cada linha corresponde a uma certa velocidade de movimento ao longo da linha de visão da nuvem que emite esta linha. A magnitude desta velocidade é determinada pelo efeito Doppler. A diferença de velocidades (ao longo da linha de visão) entre diferentes nuvens chega a aproximadamente 10 km/s. As observações interferométricas mencionadas acima mostraram que as nuvens que emitem cada linha não estão alinhadas espacialmente. A imagem fica assim: dentro de uma área de aproximadamente 1,5 segundo de tamanho, cerca de 10 nuvens compactas se movem em velocidades diferentes. Cada nuvem emite uma linha específica (de frequência). As dimensões angulares das nuvens são muito pequenas, da ordem de vários milésimos de segundo de arco. Como a distância até a nebulosa W3 é conhecida (cerca de 2.000 pc), as dimensões angulares podem ser facilmente convertidas em lineares. Acontece que as dimensões lineares da região em que as nuvens se movem são da ordem de 10 -2 pc, e as dimensões de cada nuvem são apenas uma ordem de grandeza maior que a distância da Terra ao Sol. Surgem questões: que tipo de nuvens são essas e por que emitem tanto nas linhas de rádio hidroxila? A resposta à segunda pergunta foi recebida rapidamente. Descobriu-se que o mecanismo de radiação é bastante semelhante ao observado em masers e lasers de laboratório. Assim, as fontes de “mysterium” são gigantescos masers cósmicos naturais operando na onda da linha hidroxila, cujo comprimento é de 18 cm. É nos masers (e nas frequências ópticas e infravermelhas - nos lasers) que existe um enorme brilho. a linha é alcançada e sua largura espectral é pequena. Como se sabe, a amplificação da radiação em linhas devido a este efeito é possível quando o meio no qual a radiação se propaga está “ativado” de alguma forma. Isto significa que alguma fonte de energia “externa” (o chamado “bombeamento”) torna a concentração de átomos ou moléculas no nível inicial (superior) anormalmente alta. Sem um "bombeamento" em constante operação, um maser ou laser é impossível. A questão da natureza do mecanismo de “bombeamento” de masers cósmicos ainda não foi completamente resolvida. No entanto, muito provavelmente o “bombeamento” é servido por um poderoso radiação infra-vermelha. Para outros possível mecanismo"bombeamento" pode ser alguma reação química. Vale a pena interromper nossa história sobre masers cósmicos para pensar sobre o que fenômenos surpreendentes os astrônomos encontram no espaço. Uma das maiores invenções técnicas do nosso século turbulento, que desempenha um papel significativo no mundo que vivemos agora. revolução científica e tecnológica, pode ser facilmente realizado em condições naturais e, além disso, em grande escala! O fluxo de emissão de rádio de alguns masers cósmicos é tão grande que poderia ter sido detectado mesmo no nível técnico da radioastronomia há 35 anos, ou seja, mesmo antes da invenção dos masers e dos lasers! Para isso, bastava “apenas” saber o comprimento de onda exato do enlace de rádio OH e estar interessado no problema. A propósito, esta não é a primeira vez que os problemas científicos e técnicos mais importantes que a humanidade enfrenta foram concretizados em condições naturais. As reações termonucleares que sustentam a radiação do Sol e das estrelas (veja abaixo) estimularam o desenvolvimento e implementação de projetos de produção de “combustível” nuclear na Terra, que no futuro deverão resolver todos os nossos problemas energéticos. Infelizmente, ainda estamos longe de resolver este problema tão importante, que a natureza resolveu “facilmente”. Há um século e meio, o fundador da teoria ondulatória da luz, Fresnel, observou (numa ocasião diferente, claro): “A natureza ri das nossas dificuldades”. Como vemos, a observação de Fresnel é ainda mais verdadeira hoje. Voltemos, entretanto, às masers cósmicas. Embora o mecanismo de “bombeamento” desses masers ainda não esteja totalmente claro, ainda é possível ter uma ideia aproximada das condições físicas nas nuvens que emitem a linha de 18 cm usando o mecanismo do maser. que essas nuvens são bastante densas: há pelo menos 10 8 -10 9 partículas por centímetro cúbico, e uma parte significativa (e talvez a maior parte) delas são moléculas. É improvável que a temperatura exceda dois mil Kelvin, provavelmente seja cerca de 1000 Kelvin. Essas propriedades são nitidamente diferentes das propriedades até mesmo das nuvens mais densas de gás interestelar. Considerando ainda relativamente tamanhos pequenos nuvens, involuntariamente chegamos à conclusão de que elas se assemelham às atmosferas extensas e bastante frias de estrelas supergigantes. É muito provável que estas nuvens nada mais sejam do que um estágio inicial no desenvolvimento das protoestrelas, imediatamente após a sua condensação no meio interestelar. Outros factos também apoiam esta afirmação (que o autor deste livro expressou em 1966). Nas nebulosas onde são observados masers cósmicos, estrelas jovens e quentes são visíveis (veja abaixo). Conseqüentemente, o processo de formação de estrelas terminou recentemente e, muito provavelmente, continua até hoje. Talvez o mais curioso seja que, como mostram as observações da radioastronomia, masers cósmicos deste tipo estão, por assim dizer, “imersos” em pequenas e muito densas nuvens de hidrogénio ionizado. Há muitos nessas nuvens poeira cósmica, o que os torna inobserváveis ​​na faixa óptica. Esses “casulos” são ionizados pela estrela jovem e quente localizada dentro deles. A astronomia infravermelha provou ser muito útil no estudo dos processos de formação estelar. Na verdade, para os raios infravermelhos, a absorção interestelar de luz não é tão significativa. Podemos agora imaginar o seguinte quadro: a partir da nuvem do meio interestelar, através de sua condensação, formam-se vários aglomerados massas diferentes, evoluindo para protoestrelas. A taxa de evolução é diferente: para aglomerados mais massivos será maior (ver Tabela 2 abaixo). Portanto, o aglomerado mais massivo se transformará primeiro em uma estrela quente, enquanto o restante permanecerá mais ou menos tempo no estágio de protoestrela. Nós os observamos como fontes de radiação maser nas imediações de uma estrela quente “recém-nascida”, ionizando o hidrogênio do “casulo” que não se condensou em aglomerados. É claro que este esquema aproximado será ainda mais refinado e, é claro, serão feitas alterações significativas nele. Mas o fato permanece: descobriu-se inesperadamente que por algum tempo (provavelmente um tempo relativamente curto) protoestrelas recém-nascidas, falando figurativamente, “gritam” sobre seu nascimento, usando usando os métodos mais recentes radiofísica quântica (ou seja, masers)... 2 anos após a descoberta de masers cósmicos na hidroxila (linha de 18 cm) - descobriu-se que as mesmas fontes emitem simultaneamente (também por um mecanismo de maser) uma linha de vapor d'água, o comprimento de onda de que é de 1,35 cm. A intensidade da radiação “água” é ainda maior que a da radiação “hidroxila”. As nuvens que emitem a linha H2O, embora localizadas no mesmo pequeno volume das nuvens “hidroxila”, movem-se em velocidades diferentes e são muito mais compactas. Não se pode excluir a possibilidade de que outras linhas de maser* sejam descobertas num futuro próximo. Assim, de forma bastante inesperada, a radioastronomia transformou o problema clássico da formação estelar num ramo da astronomia observacional**. Uma vez na sequência principal e tendo parado de se contrair, a estrela irradia por um longo tempo, praticamente sem alterar sua posição no diagrama espectro-luminosidade. Sua radiação é apoiada por reações termonucleares que ocorrem nas regiões centrais. Assim, a sequência principal é, por assim dizer, uma localização geométrica de pontos no diagrama espectro-luminosidade onde uma estrela (dependendo de sua massa) pode emitir por um longo tempo e de forma constante devido a reações termonucleares. A posição de uma estrela na sequência principal é determinada pela sua massa. Deve-se notar que existe mais um parâmetro que determina a posição da estrela emissora de equilíbrio no diagrama espectro-luminosidade. Este parâmetro é a composição química inicial da estrela. Se a abundância relativa de elementos pesados ​​diminuir, a estrela “cairá” no diagrama abaixo. É esta circunstância que explica a presença de uma sequência de subanãs. Como mencionado acima, a abundância relativa de elementos pesados ​​nestas estrelas é dezenas de vezes menor do que nas estrelas da sequência principal. O tempo que uma estrela permanece na sequência principal é determinado pela sua massa inicial. Se a massa for grande, a radiação da estrela tem um poder enorme e rapidamente esgota as suas reservas de “combustível” de hidrogénio. Por exemplo, estrelas da sequência principal com massa várias dezenas de vezes maior que a do Sol (são gigantes azuis quentes de classe espectral O) podem emitir continuamente enquanto permanecem nesta sequência por apenas alguns milhões de anos, enquanto estrelas com massa próxima a solares, estão na sequência principal há 10-15 bilhões de anos. Abaixo está a tabela. 2 fornecendo a duração calculada compressão gravitacional e permanecer na sequência principal para estrelas de diferentes classes espectrais. A mesma tabela mostra os valores das massas, raios e luminosidades das estrelas em unidades solares.

mesa 2

				anos
Classe espectral			Luminosidade	compressão gravitacional	fique na sequência principal
G2 (Sol)

Segue-se da tabela que o tempo de permanência das estrelas “depois” do KO na sequência principal é significativamente mais idade Uma galáxia que, segundo as estimativas existentes, tem cerca de 15 a 20 bilhões de anos. A “queima” do hidrogênio (ou seja, sua transformação em hélio durante as reações termonucleares) ocorre apenas nas regiões centrais da estrela. Isto é explicado pelo fato de que a matéria estelar se mistura apenas nas regiões centrais da estrela, onde ocorrem as reações nucleares, enquanto as camadas externas mantêm inalterado o conteúdo relativo de hidrogênio. Como a quantidade de hidrogênio nas regiões centrais da estrela é limitada, mais cedo ou mais tarde (dependendo da massa da estrela) quase todo ele “queimará” ali. Os cálculos mostram que a massa e o raio de sua região central, onde ocorrem as reações nucleares, diminuem gradativamente, enquanto a estrela se move lentamente para a direita no diagrama espectro-luminosidade. Este processo ocorre muito mais rápido em estrelas relativamente massivas. Se imaginarmos um grupo de estrelas em evolução formadas simultaneamente, então, com o tempo, a sequência principal no diagrama espectro-luminosidade construído para este grupo parecerá curvar-se para a direita. O que acontecerá com uma estrela quando todo (ou quase todo) o hidrogênio em seu núcleo “queimar”? Como cessa a liberação de energia nas regiões centrais da estrela, a temperatura e a pressão não podem ser mantidas no nível necessário para neutralizar a força gravitacional que comprime a estrela. O núcleo da estrela começará a contrair-se e a sua temperatura aumentará. Forma-se uma região quente muito densa, composta por hélio (no qual o hidrogênio se transformou) com uma pequena mistura de elementos mais pesados. Um gás neste estado é denominado “degenerado”. Possui uma série de propriedades interessantes nas quais não podemos nos debruçar aqui. Nesta região densa e quente, as reações nucleares não ocorrerão, mas ocorrerão de forma bastante intensa na periferia do núcleo, de forma relativamente camada fina. Os cálculos mostram que a luminosidade e o tamanho da estrela começarão a aumentar. A estrela, por assim dizer, “incha” e começa a “descer” da sequência principal, movendo-se para a região das gigantes vermelhas. Além disso, verifica-se que estrelas gigantes com menor teor de elementos pesados ​​terão uma luminosidade maior para o mesmo tamanho. Na Fig. A Figura 14 mostra trilhas evolutivas calculadas teoricamente no diagrama “luminosidade - temperatura da superfície” para estrelas de diferentes massas. Quando uma estrela transita para o estágio de gigante vermelha, a taxa de sua evolução aumenta significativamente. Para testar a teoria grande importância conta com a construção de um diagrama “espectro - luminosidade” para aglomerados de estrelas. O fato é que estrelas do mesmo aglomerado (por exemplo, as Plêiades) obviamente têm a mesma idade. Ao comparar diagramas de espectro-luminosidade para diferentes aglomerados - "velhos" e "jovens", pode-se descobrir como as estrelas evoluem. Na Fig. As figuras 15 e 16 mostram diagramas de índice de cor-luminosidade para dois aglomerados estelares diferentes. O aglomerado NGC 2254 é uma formação relativamente jovem.

Arroz. 14. Trilhas evolutivas para estrelas de diferentes massas no diagrama luminosidade-temperatura

Arroz. 15. Diagrama de Hertzsprung-Russell para o aglomerado estelar NGC 2254

Arroz. 16. Diagrama de Hertzsprung - Russell para o aglomerado globular M 3. Ao longo do eixo vertical - magnitude relativa

O diagrama correspondente mostra claramente toda a sequência principal, incluindo sua parte superior esquerda, onde estão localizadas estrelas massivas quentes (um índice de cor de 0,2 corresponde a uma temperatura de 20 mil K, ou seja, um espectro de classe B). O aglomerado globular M 3 é um objeto “antigo”. É claramente visível que quase não há estrelas na parte superior do diagrama de sequência principal construído para este aglomerado. Mas o ramo gigante vermelho de M 3 está ricamente representado, enquanto NGC 2254 tem muito poucos gigantes vermelhos. Isto é compreensível: no antigo aglomerado M 3, um grande número de estrelas já “deixou” a sequência principal, enquanto no jovem aglomerado NGC 2254 isso aconteceu apenas com um pequeno número de estrelas relativamente massivas e de rápida evolução. É digno de nota que o ramo gigante para M 3 sobe bastante abruptamente, enquanto para NGC 2254 é quase horizontal. Do ponto de vista teórico, isso pode ser explicado pelo conteúdo significativamente menor de elementos pesados ​​​​em M3 e, de fato, em estrelas de aglomerados globulares (bem como em outras estrelas que se concentram não tanto no plano galáctico como). em direção ao centro galáctico), a abundância relativa de elementos pesados ​​é insignificante. O diagrama índice de cor-luminosidade para M 3 mostra outro ramo quase horizontal. Não há ramificação semelhante no diagrama construído para NGC 2254. A teoria explica o surgimento deste ramo da seguinte forma. Depois que a temperatura do denso núcleo de hélio da estrela - uma gigante vermelha - atingir 100-150 milhões de K, uma nova reação nuclear começará a ocorrer lá. Esta reação consiste na formação de um núcleo de carbono a partir de três núcleos de hélio. Assim que esta reação começar, a compressão do núcleo irá parar. Posteriormente, as camadas superficiais

as estrelas aumentam sua temperatura e a estrela no diagrama espectro-luminosidade se moverá para a esquerda. É a partir dessas estrelas que se forma o terceiro ramo horizontal do diagrama para M 3.

Arroz. 17. Resumo do diagrama de Hertzsprung-Russell para 11 aglomerados de estrelas

Na Fig. A Figura 17 mostra esquematicamente um diagrama resumido de “cor-luminosidade” para 11 aglomerados, dois dos quais (M 3 e M 92) são globulares. É claramente visível como as sequências principais dos diferentes clusters “dobram” para a direita e para cima, em plena concordância com os conceitos teóricos já discutidos. Da Fig. 17 pode-se determinar imediatamente quais clusters são jovens e quais são antigos. Por exemplo, o cluster “duplo” X e h Perseus é jovem. Ele “preserva” uma parte significativa da sequência principal. O aglomerado M 41 é mais antigo, o aglomerado Hyades é ainda mais antigo e o aglomerado M 67 é muito antigo, cujo diagrama de cor-luminosidade é muito semelhante ao diagrama semelhante para os aglomerados globulares M 3 e M 92. Apenas o gigante O ramo dos aglomerados globulares é maior, de acordo com as diferenças na composição química discutidas anteriormente. Assim, os dados observacionais confirmam e justificam plenamente as conclusões da teoria. Pareceria difícil esperar uma verificação observacional da teoria dos processos nos interiores estelares, que estão escondidos de nós por uma enorme espessura de matéria estelar. E ainda assim a teoria aqui é constantemente monitorada pela prática de observações astronômicas. Deve-se notar que a compilação de um grande número de diagramas de cor-luminosidade exigiu um enorme trabalho de observação dos astrônomos e uma melhoria radical nos métodos de observação. Por outro lado, o sucesso da teoria estrutura interna e a evolução das estrelas teria sido impossível sem a moderna tecnologia informática baseada na utilização de máquinas de calcular electrónicas de alta velocidade. As pesquisas no campo da física nuclear também prestaram um serviço inestimável à teoria, que permitiu obter características quantitativas das reações nucleares que ocorrem no interior das estrelas. Sem exagero, podemos dizer que o desenvolvimento da teoria da estrutura e evolução das estrelas é uma das maiores conquistas da astronomia da segunda metade do século XX. Desenvolvimento física moderna abre a possibilidade de testes observacionais diretos da teoria da estrutura interna das estrelas e, em particular, do Sol. Estamos falando da possibilidade de detectar um poderoso fluxo de neutrinos, que deverá ser emitido pelo Sol caso ocorram reações nucleares em suas profundezas. É bem sabido que os neutrinos interagem extremamente fracamente com outros partículas elementares. Por exemplo, um neutrino pode voar através de toda a espessura do Sol quase sem absorção, enquanto a radiação de raios X pode atravessar apenas alguns milímetros de matéria no interior solar sem absorção. Se imaginarmos que um poderoso feixe de neutrinos com a energia de cada partícula em

Formado pela condensação do meio interestelar. Através de observações, foi possível determinar que as estrelas surgiram em tempo diferente e ainda surgem até hoje.

O principal problema na evolução das estrelas é a questão da origem da sua energia, graças à qual brilham e emitem grandes quantidades de energia. Anteriormente, foram apresentadas muitas teorias destinadas a identificar as fontes de energia das estrelas. Acreditava-se que uma fonte contínua de energia estelar era a compressão contínua. Esta fonte é certamente boa, mas não consegue manter a radiação adequada por muito tempo. Em meados do século XX, foi encontrada a resposta a esta questão. A fonte de radiação são as reações de fusão termonuclear. Como resultado dessas reações, o hidrogênio se transforma em hélio, e a energia liberada passa pelas entranhas da estrela, é transformada e emitida para o espaço sideral (vale ressaltar que quanto maior a temperatura, mais rápidas essas reações ocorrem; isso é por que estrelas massivas quentes deixam a sequência principal mais rápido).

Agora imagine o surgimento de uma estrela...

Uma nuvem de gás interestelar e poeira média começou a condensar. Desta nuvem forma-se uma bola de gás bastante densa. A pressão dentro da bola ainda não é capaz de equilibrar as forças de atração, então ela irá encolher (talvez neste momento se formem aglomerados com menos massa ao redor da estrela, que eventualmente se transformarão em planetas). Quando comprimido, a temperatura aumenta. Assim, a estrela entra gradualmente na sequência principal. Então a pressão do gás dentro da estrela equilibra a gravidade e a protoestrela se transforma em estrela.

O estágio inicial da evolução da estrela é muito pequeno e a estrela neste momento está imersa em uma nebulosa, então a protoestrela é muito difícil de detectar.

A conversão do hidrogênio em hélio ocorre apenas nas regiões centrais da estrela. Nas camadas externas, o teor de hidrogênio permanece praticamente inalterado. Como a quantidade de hidrogênio é limitada, mais cedo ou mais tarde ele queima. A liberação de energia no centro da estrela para e o núcleo da estrela começa a encolher e a casca começa a inchar. Além disso, se a estrela tiver menos de 1,2 massa solar, ela perde sua camada externa (formação de uma nebulosa planetária).

Depois que o envelope se separa da estrela, suas camadas internas muito quentes ficam expostas e, enquanto isso, o envelope se afasta cada vez mais. Depois de várias dezenas de milhares de anos, a casca se desintegrará e apenas uma estrela muito quente e densa permanecerá, resfriando gradualmente, e se transformará em uma anã branca; Esfriando gradualmente, elas se transformam em anãs negras invisíveis. As anãs negras são estrelas muito densas e frias, mal mais que a Terra, mas tendo uma massa comparável à massa do sol. O processo de resfriamento das anãs brancas dura centenas de milhões de anos.

Se a massa de uma estrela for de 1,2 a 2,5 massa solar, então essa estrela explodirá. Esta explosão é chamada explosão de supernova. A estrela flamejante aumenta sua luminosidade centenas de milhões de vezes em poucos segundos. Tais surtos ocorrem extremamente raramente. Na nossa Galáxia, uma explosão de supernova ocorre aproximadamente uma vez a cada cem anos. Após tal surto, resta uma nebulosa, que tem muitas emissões de rádio e também se espalha muito rapidamente, e uma chamada estrela de nêutrons (mais sobre isso um pouco mais tarde). Além da enorme emissão de rádio, tal nebulosa também será uma fonte de radiação de raios X, mas esta radiação é absorvida pela atmosfera terrestre e, portanto, só pode ser observada do espaço.

Existem várias hipóteses sobre a causa das explosões estelares (supernovas), mas ainda não existe uma teoria geralmente aceita. Supõe-se que isso se deva ao declínio muito rápido das camadas internas da estrela em direção ao centro. A estrela está encolhendo rapidamente a uma taxa catastrófica tamanho pequeno cerca de 10 km, e sua densidade neste estado é de 10 17 kg/m 3, que está próxima da densidade núcleo atômico. Esta estrela consiste em nêutrons (ao mesmo tempo, os elétrons são pressionados em prótons), razão pela qual é chamada "NÊUTRON". Sua temperatura inicial é de cerca de um bilhão de Kelvin, mas no futuro ela esfriará rapidamente.

Esta estrela, devido ao seu pequeno tamanho e rápido resfriamento, foi considerada impossível de ser observada por muito tempo. Mas depois de algum tempo, os pulsares foram descobertos. Esses pulsares revelaram-se estrelas de nêutrons. Eles recebem esse nome devido à emissão de pulsos de rádio de curto prazo. Aqueles. a estrela parece “piscar”. Esta descoberta foi feita totalmente por acaso e não há muito tempo, nomeadamente em 1967. Esses impulsos periódicos se devem ao fato de que durante uma rotação muito rápida, o cone do eixo magnético passa constantemente pelo nosso olhar, formando um ângulo com o eixo de rotação.

Um pulsar só pode ser detectado por nós nas condições de orientação do eixo magnético, e isso é aproximadamente 5% do seu número total. Alguns pulsares não estão localizados em radionebulosas, uma vez que as nebulosas se dissipam de forma relativamente rápida. Depois de cem mil anos, essas nebulosas deixam de ser visíveis e a idade dos pulsares é de dezenas de milhões de anos.

Se a massa de uma estrela exceder 2,5 solares, então, no final de sua existência, ela parecerá entrar em colapso e ser esmagada por seu próprio peso. Em questão de segundos ele se transformará em um ponto. Esse fenômeno foi chamado de “colapso gravitacional”, e esse objeto também foi chamado de “buraco negro”.

De tudo o que foi dito acima fica claro que estágio final A evolução de uma estrela depende da sua massa, mas também é necessário levar em conta a inevitável perda dessa mesma massa e rotação.

Sabe-se que as estrelas obtêm a sua energia a partir de reações de fusão termonuclear, e cada estrela, mais cedo ou mais tarde, chega a um ponto em que o seu combustível termonuclear se esgota. Quanto maior a massa de uma estrela, mais rápido ela queima tudo o que pode e entra no estágio final de sua existência. Outros eventos podem seguir diferentes cenários, dos quais depende principalmente das massas.
Enquanto o hidrogênio no centro da estrela “queima”, um núcleo de hélio é liberado nele, comprimindo e liberando energia. Posteriormente, as reações de combustão do hélio e dos elementos subsequentes podem começar nele (veja abaixo). As camadas externas se expandem muitas vezes sob a influência do aumento da pressão proveniente do núcleo aquecido, a estrela se torna uma gigante vermelha.
Dependendo da massa da estrela, diferentes reações podem ocorrer nela. Isso determina a composição que a estrela terá quando a fusão acabar.

Anãs brancas

Para estrelas com massas de até cerca de 10 MC, o núcleo pesa menos de 1,5 MC. Após a conclusão das reações termonucleares, a pressão da radiação cessa e o núcleo começa a encolher sob a influência da gravidade. Ele se contrai até que a pressão do gás de elétrons degenerado, causada pelo princípio de Pauli, comece a interferir. As camadas externas se desprendem e se dissipam, formando uma nebulosa planetária. A primeira nebulosa foi descoberta pelo astrônomo francês Charles Messier em 1764 e catalogou-a sob o número M27.
O que emerge do núcleo é chamado de anã branca. As anãs brancas têm uma densidade superior a 10 7 g/cm 3 e uma temperatura superficial da ordem de 10 4 K. A luminosidade é 2 a 4 ordens de grandeza inferior à luminosidade do Sol. Nela não ocorre fusão termonuclear; toda a energia por ela emitida foi acumulada anteriormente. Assim, as anãs brancas esfriam lentamente e deixam de ser visíveis.
Uma anã branca ainda tem chance de estar ativa se fizer parte de uma estrela binária e puxar a massa de sua companheira para si (por exemplo, a companheira se tornou uma gigante vermelha e preencheu todo o seu lóbulo de Roche com sua massa). Nesse caso, a síntese do hidrogênio no ciclo CNO pode começar com a ajuda do carbono contido na anã branca, terminando com a liberação da camada externa de hidrogênio (uma “nova” estrela). Ou a massa da anã branca pode crescer tanto que o seu componente carbono-oxigénio se inflama numa onda de combustão explosiva vinda do centro. Como resultado, elementos pesados ​​são formados com liberação de grandes quantidades de energia:

12 C + 16 O → 28 Si + 16,76 MeV
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10,92 MeV

A luminosidade da estrela aumenta fortemente durante 2 semanas, depois diminui rapidamente durante mais 2 semanas, após o que continua a diminuir aproximadamente 2 vezes em 50 dias. A energia principal (cerca de 90%) é emitida na forma de raios gama da cadeia de decaimento do isótopo de níquel. Este fenômeno é chamado de supernova tipo 1.
Não existem anãs brancas com massa de 1,5 ou mais massas solares. Isso se explica pelo fato de que para a existência de uma anã branca é necessário equilibrar a compressão gravitacional com a pressão do gás de elétrons, mas isso acontece em massas não superiores a 1,4 M C, esta limitação é chamada de limite de Chandrasekhar. O valor pode ser obtido como a condição de igualdade das forças de pressão às forças de compressão gravitacional sob a suposição de que os momentos dos elétrons são determinados pela relação de incerteza do volume que ocupam, e se movem a uma velocidade próxima à velocidade da luz .

Estrelas de nêutrons

No caso de estrelas mais massivas (> 10 M C), tudo acontece de maneira um pouco diferente. A alta temperatura no núcleo ativa reações de absorção de energia, como a expulsão de prótons, nêutrons e partículas alfa dos núcleos, bem como a captura eletrônica. de elétrons de alta energia, compensando a diferença de massa de dois núcleos. A segunda reação cria um excesso de nêutrons no núcleo. Ambas as reações levam ao resfriamento e à compressão geral da estrela. Quando a energia de fusão nuclear se esgota, a compressão se transforma em uma queda quase livre da casca sobre o núcleo em colapso. Ao mesmo tempo, a taxa de fusão termonuclear nas camadas externas em queda acelera acentuadamente, o que leva à emissão de uma enorme quantidade de energia em poucos minutos (comparável à energia que as estrelas leves emitem durante toda a sua existência).
Devido à sua grande massa, o núcleo em colapso supera a pressão do gás de elétrons e se contrai ainda mais. Nesse caso, ocorrem reações p + e - → n + ν e, após as quais quase não restam elétrons no núcleo que interfiram na compressão. A compressão ocorre em tamanhos de 10 a 30 km, correspondendo à densidade estabelecida pela pressão do gás degenerado de nêutrons. A matéria que cai no núcleo recebe uma onda de choque refletida no núcleo de nêutrons e parte da energia liberada durante sua compressão, o que leva a uma rápida ejeção da camada externa para os lados. O objeto resultante é chamado de estrela de nêutrons. A maior parte (90%) da energia liberada pela compressão gravitacional é levada pelos neutrinos nos primeiros segundos após o colapso. O processo acima é chamado de explosão de supernova tipo 2. A energia da explosão é tal que algumas delas são (raramente) visíveis a olho nu, mesmo em dia. A primeira supernova foi registrada por astrônomos chineses em 185 DC. Atualmente, várias centenas de surtos são registrados por ano.
A estrela de nêutrons resultante tem uma densidade de ρ ~ 10 14 − 10 15 g/cm 3 . A conservação do momento angular durante a compressão estelar leva a períodos orbitais muito curtos, geralmente variando de 1 a 1000 ms. Para estrelas comuns, tais períodos são impossíveis, porque Sua gravidade não será capaz de neutralizar as forças centrífugas dessa rotação. Uma estrela de nêutrons possui um campo magnético muito grande, atingindo 10 12 -10 13 Gauss na superfície, o que leva a uma forte radiação eletromagnética. Um eixo magnético que não coincide com o eixo de rotação faz com que a estrela de nêutrons envie pulsos periódicos (com período de rotação) de radiação em uma determinada direção. Essa estrela é chamada de pulsar. Este fato auxiliou em sua descoberta experimental e é usado para detecção. Detectar uma estrela de nêutrons usando métodos ópticos é muito mais difícil devido à sua baixa luminosidade. O período orbital diminui gradualmente devido à transição de energia em radiação.
Camada externa Uma estrela de nêutrons consiste em matéria cristalina, principalmente ferro e seus elementos vizinhos. A maior parte do resto da massa são nêutrons e hiperons podem ser encontrados bem no centro; A densidade da estrela aumenta em direção ao centro e pode atingir valores visivelmente maiores que a densidade da matéria nuclear. O comportamento da matéria em tais densidades é pouco compreendido. Existem teorias sobre quarks livres, incluindo não apenas a primeira geração, em densidades tão extremas de matéria hadrônica. Estados supercondutores e superfluidos da matéria de nêutrons são possíveis.
Existem 2 mecanismos para resfriar uma estrela de nêutrons. Uma delas é a emissão de fótons, como em qualquer outro lugar. O segundo mecanismo é o neutrino. Prevalece enquanto a temperatura central estiver acima de 10 8 K. Isso geralmente corresponde a uma temperatura superficial acima de 10 6 K e dura 10 5 −10 6 anos. Existem várias maneiras de emitir neutrinos:

Buracos negros

Se a massa da estrela original excedeu 30 massas solares, então o núcleo formado na explosão da supernova será mais pesado que 3 M C. Nesta massa, a pressão do gás de nêutrons não pode mais conter a gravidade, e o núcleo não para no estágio de estrela de nêutrons, mas continua a entrar em colapso (no entanto, estrelas de nêutrons detectadas experimentalmente têm massas não superiores a 2 massas solares, não três). Desta vez, nada impedirá o colapso e um buraco negro será formado. Este objeto tem uma natureza puramente relativística e não pode ser explicado sem a relatividade geral. Apesar do fato de a matéria, segundo a teoria, ter colapsado em um ponto - uma singularidade, o buraco negro tem um raio diferente de zero, chamado raio de Schwarzschild:

R Ø = 2GM/s 2.

O raio marca o limite do campo gravitacional do buraco negro, que é intransponível até mesmo para os fótons, chamado horizonte de eventos. Por exemplo, o raio de Schwarzschild do Sol é de apenas 3 km. Fora do horizonte de eventos, o campo gravitacional de um buraco negro é o mesmo de um objeto comum com sua massa. Um buraco negro só pode ser observado por efeitos indiretos, uma vez que ele próprio não emite nenhuma energia perceptível.
Mesmo que nada possa escapar do horizonte de eventos, um buraco negro ainda pode criar radiação. No vácuo físico quântico, pares virtuais de partícula-antipartícula nascem e desaparecem constantemente. O forte campo gravitacional de um buraco negro pode interagir com eles antes que desapareçam e absorvam a antipartícula. Se a energia total da antipartícula virtual for negativa, o buraco negro perde massa e a partícula restante torna-se real e recebe energia suficiente para voar para longe do campo do buraco negro. Essa radiação é chamada de radiação Hawking e possui espectro de corpo negro. Uma certa temperatura pode ser atribuída a isso:

O efeito deste processo na massa da maioria dos buracos negros é insignificante em comparação com a energia que eles recebem mesmo da radiação cósmica de fundo em micro-ondas. A exceção são os buracos negros microscópicos relíquias, que poderiam ter se formado nos estágios iniciais da evolução do Universo. O tamanho pequeno acelera o processo de evaporação e retarda o processo de ganho de massa. Os estágios finais da evaporação desses buracos negros devem terminar em explosão. Nenhuma explosão correspondente à descrição foi registrada.
A matéria que cai em um buraco negro aquece e se torna uma fonte de raios X, o que serve como um sinal indireto da presença de um buraco negro. Quando a matéria cai em um buraco negro grande momento momento, ele forma um disco de acreção giratório ao seu redor, no qual as partículas perdem energia e momento angular antes de cair no buraco negro. No caso de um buraco negro supermassivo, aparecem duas direções distintas ao longo do eixo do disco, nas quais a pressão da radiação emitida e os efeitos eletromagnéticos aceleram as partículas ejetadas do disco. Isto cria jatos poderosos de substância em ambas as direções, que também podem ser registrados. De acordo com uma teoria, é assim que os núcleos galácticos ativos e os quasares são estruturados.
Um buraco negro giratório é um objeto mais complexo. Com sua rotação, ele “captura” uma determinada região do espaço além do horizonte de eventos (“efeito Lense-Thirring”). Esta área é chamada de ergosfera, seu limite é chamado de limite de estática. O limite estático é um elipsóide que coincide com o horizonte de eventos nos dois pólos de rotação do buraco negro.
Os buracos negros em rotação têm um mecanismo adicional de perda de energia através da transferência de energia para partículas presas na ergosfera. Esta perda de energia é acompanhada por uma perda de momento angular e retarda a rotação.

Bibliografia

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2. William J. Kaufman "As Fronteiras Cósmicas da Relatividade" 1977
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20 de dezembro 10g.

Como qualquer corpo na natureza, as estrelas também não podem permanecer inalteradas. Eles nascem, se desenvolvem e finalmente “morrem”. A evolução das estrelas leva bilhões de anos, mas há debate sobre a época de sua formação. Anteriormente, os astrônomos acreditavam que o processo de seu “nascimento” a partir de poeira estelar leva milhões de anos, mas não faz muito tempo foram obtidas fotografias de uma região do céu da Grande Nebulosa de Órion. Ao longo de vários anos, um pequeno

Fotografias de 1947 mostraram um pequeno grupo de objetos semelhantes a estrelas neste local. Em 1954, alguns deles já haviam se tornado oblongos e, cinco anos depois, esses objetos se dividiram em objetos separados. Assim, pela primeira vez, o processo de nascimento de estrelas ocorreu literalmente diante dos olhos dos astrônomos.

Vejamos detalhadamente a estrutura e a evolução das estrelas, onde começa e termina sua vida infinita, pelos padrões humanos.

Tradicionalmente, os cientistas assumem que as estrelas são formadas como resultado da condensação de nuvens de gás e poeira. Sob a influência de forças gravitacionais, uma bola de gás opaca e de estrutura densa é formada a partir das nuvens resultantes. Sua pressão interna não consegue equilibrar as forças gravitacionais que o comprimem. Gradualmente, a bola se contrai tanto que a temperatura do interior estelar aumenta e a pressão do gás quente dentro da bola equilibra as forças externas. Depois disso, a compressão é interrompida. A duração deste processo depende da massa da estrela e geralmente varia de duas a várias centenas de milhões de anos.

A estrutura das estrelas sugere muito Temperatura alta em suas profundezas, o que contribui para processos termonucleares contínuos (o hidrogênio que os forma se transforma em hélio). São esses processos que causam intensa radiação das estrelas. O tempo durante o qual consomem o suprimento disponível de hidrogênio é determinado pela sua massa. A duração da radiação também depende disso.

Quando as reservas de hidrogênio se esgotam, a evolução das estrelas se aproxima do estágio de formação. Isso acontece da seguinte maneira. Após cessar a liberação de energia, as forças gravitacionais começam a comprimir o núcleo. Ao mesmo tempo, a estrela aumenta significativamente de tamanho. A luminosidade também aumenta à medida que o processo continua, mas apenas numa camada fina na fronteira do núcleo.

Este processo é acompanhado por um aumento na temperatura do núcleo de hélio em contração e pela transformação dos núcleos de hélio em núcleos de carbono.

Prevê-se que o nosso Sol poderá tornar-se uma gigante vermelha dentro de oito mil milhões de anos. Seu raio aumentará várias dezenas de vezes e sua luminosidade aumentará centenas de vezes em comparação aos níveis atuais.

A vida útil de uma estrela, como já foi observado, depende de sua massa. Objetos com massa menor que a do Sol “esgotam” suas reservas de maneira muito econômica, podendo brilhar por dezenas de bilhões de anos.

A evolução das estrelas termina com a formação. Isso acontece com aquelas cuja massa é próxima da massa do Sol, ou seja, não excede 1,2 disso.

As estrelas gigantes tendem a esgotar rapidamente o seu fornecimento de combustível nuclear. Isto é acompanhado por uma perda significativa de massa, em particular devido ao desprendimento das camadas externas. Como resultado, resta apenas uma parte central que esfria gradualmente, na qual as reações nucleares pararam completamente. Com o tempo, essas estrelas param de emitir e tornam-se invisíveis.

Mas às vezes a evolução normal e a estrutura das estrelas são perturbadas. Na maioria das vezes, isso se aplica a objetos massivos que esgotaram todos os tipos de combustível termonuclear. Então eles podem ser convertidos em nêutrons, ou E quanto mais os cientistas aprendem sobre esses objetos, mais novas questões surgem.