Evoluzione di stelle di grande massa. Evoluzione stellare: come funziona. Stelle di massa elevata

Occupa un punto nell'angolo in alto a destra: ha una grande luminosità e bassa temperatura. La radiazione principale si verifica nella gamma dell'infrarosso. Le radiazioni del guscio di polvere fredda ci raggiungono. Nel processo di evoluzione, la posizione della stella sul diagramma cambierà. L'unica fonte di energia in questa fase è la contrazione gravitazionale. Pertanto, la stella si muove abbastanza rapidamente parallelamente all'asse y.

La temperatura superficiale non cambia, ma il raggio e la luminosità diminuiscono. La temperatura al centro della stella sale, raggiungendo un valore in cui iniziano le reazioni con elementi leggeri: litio, berillio, boro, che si bruciano rapidamente, ma riescono a rallentare la compressione. La traccia ruota parallelamente all'asse y, la temperatura sulla superficie della stella aumenta e la luminosità rimane pressoché costante. Infine, al centro della stella, iniziano le reazioni di formazione dell'elio dall'idrogeno (combustione dell'idrogeno). La stella entra nella sequenza principale.

La durata della fase iniziale è determinata dalla massa della stella. Per stelle come il Sole, sono circa 1 milione di anni, per una stella di massa 10 M☉ circa 1000 volte più piccolo, e per una stella con massa 0,1 M☉ migliaia di volte di più.

Giovani stelle di piccola massa

All'inizio della sua evoluzione, una stella di piccola massa ha un nucleo radiante e un involucro convettivo (Fig. 82, I).

Nella fase della sequenza principale, la stella brilla a causa del rilascio di energia nelle reazioni nucleari della conversione dell'idrogeno in elio. L'apporto di idrogeno garantisce la luminosità di una stella di massa 1 M☉ Approssimativamente entro 10 10 anni. Le stelle di massa maggiore consumano idrogeno più velocemente: ad esempio, una stella con massa 10 M☉ consumerà idrogeno in meno di 10 7 anni (la luminosità è proporzionale alla quarta potenza della massa).

stelle di piccola massa

Quando l'idrogeno si esaurisce, le regioni centrali della stella sono fortemente compresse.

Stelle di massa elevata

Dopo essere entrati nella sequenza principale, l'evoluzione di una stella di grande massa (>1.5 M☉) è determinato dalle condizioni di combustione del combustibile nucleare all'interno della stella. Nella fase della sequenza principale, questa è la combustione dell'idrogeno, ma a differenza delle stelle di piccola massa, le reazioni del ciclo carbonio-azoto dominano nel nucleo. In questo ciclo, gli atomi C e N svolgono il ruolo di catalizzatori. La velocità di rilascio di energia nelle reazioni di un tale ciclo è proporzionale a T 17. Pertanto, nel nucleo si forma un nucleo convettivo, circondato da una zona in cui il trasferimento di energia viene effettuato per irraggiamento.

La luminosità delle stelle di grande massa è molto più alta della luminosità del Sole e l'idrogeno viene consumato molto più velocemente. Ciò è dovuto al fatto che anche la temperatura al centro di tali stelle è molto più alta.

Quando la proporzione di idrogeno nella sostanza del nucleo convettivo diminuisce, la velocità di rilascio di energia diminuisce. Ma poiché la velocità di rilascio è determinata dalla luminosità, il nucleo inizia a ridursi e la velocità di rilascio di energia rimane costante. Allo stesso tempo, la stella si espande e passa nella regione delle giganti rosse.

stelle di piccola massa

Quando l'idrogeno è completamente bruciato, si forma un piccolo nucleo di elio al centro di una stella di piccola massa. Nel nucleo, la densità della materia e la temperatura raggiungono rispettivamente 10 9 kg/m e 10 8 K. La combustione dell'idrogeno avviene sulla superficie del nucleo. Quando la temperatura nel nucleo aumenta, la velocità di combustione dell'idrogeno aumenta e la luminosità aumenta. La zona radiante scompare gradualmente. E a causa dell'aumento della velocità dei flussi convettivi, gli strati esterni della stella si gonfiano. Le sue dimensioni e la sua luminosità aumentano: la stella si trasforma in una gigante rossa (Fig. 82, II).

Stelle di massa elevata

Quando l'idrogeno di una stella di grande massa è completamente esaurito, nel nucleo inizia una reazione di triplo elio e contemporaneamente la reazione di formazione di ossigeno (3He => C e C + He => 0). Allo stesso tempo, l'idrogeno inizia a bruciare sulla superficie del nucleo di elio. Viene visualizzata la sorgente del primo livello.

La fornitura di elio si esaurisce molto rapidamente, poiché nelle reazioni descritte in ogni atto elementare viene rilasciata relativamente poca energia. L'immagine si ripete e nella stella compaiono due sorgenti di livello e la reazione C + C => Mg inizia nel nucleo.

Il percorso evolutivo in questo caso risulta essere molto complesso (Fig. 84). Nel diagramma Hertzsprung-Russell, la stella si muove lungo la sequenza dei giganti o (con una massa molto grande nella regione delle supergiganti) diventa periodicamente una cefei.

Vecchie stelle di piccola massa

In una stella di piccola massa, alla fine, la velocità del flusso convettivo a un certo livello raggiunge la seconda velocità spaziale, il guscio si rompe e la stella si trasforma in una nana bianca, circondata da una nebulosa planetaria.

La traccia evolutiva di una stella di piccola massa nel diagramma Hertzsprung-Russell è mostrata nella Figura 83.

Morte di stelle di massa elevata

Alla fine dell'evoluzione, una stella di grande massa ha una struttura molto complessa. Ogni strato ha la sua composizione chimica, in più sorgenti stratificate scorrono reazioni nucleari, e al centro si forma un nucleo di ferro (Fig. 85).

Le reazioni nucleari con il ferro non procedono, poiché richiedono il dispendio (e non il rilascio) di energia. Pertanto, il nucleo di ferro viene rapidamente compresso, la temperatura e la densità al suo interno aumentano, raggiungendo valori fantastici: una temperatura di 10 9 K e una pressione di 10 9 kg / m 3. materiale dal sito

In questo momento iniziano due processi più importanti, che si svolgono nel nucleo contemporaneamente e molto rapidamente (apparentemente, in pochi minuti). Il primo è che durante la collisione dei nuclei, gli atomi di ferro decadono in 14 atomi di elio, il secondo è che gli elettroni vengono "pressati" in protoni, formando neutroni. Entrambi i processi sono associati all'assorbimento di energia e la temperatura nel nucleo (anche la pressione) diminuisce istantaneamente. Gli strati esterni della stella iniziano a cadere verso il centro.

La caduta degli strati esterni porta ad un forte aumento della temperatura in essi. Idrogeno, elio, carbonio iniziano a bruciare. Questo è accompagnato da un potente flusso di neutroni che proviene dal nucleo centrale. Di conseguenza, il più potente esplosione nucleare, gettando via gli strati esterni della stella, che già contenevano tutti gli elementi pesanti, fino alla California. Secondo le opinioni moderne, tutti gli atomi di elementi chimici pesanti (cioè più pesanti dell'elio) si sono formati nell'Universo proprio nei bagliori

Formato dalla condensazione del mezzo interstellare. Attraverso le osservazioni, è stato possibile determinare che le stelle sono nate in tempi diversi e sorgono fino ad oggi.

Il problema principale nell'evoluzione delle stelle è la questione dell'origine della loro energia, a causa della quale brillano e irradiano un'enorme quantità di energia. In precedenza, sono state avanzate molte teorie progettate per identificare le fonti di energia stellare. Si credeva che una fonte continua di energia stellare fosse la compressione continua. Questa sorgente è certamente buona, ma non può mantenere a lungo una radiazione adeguata. A metà del 20° secolo, è stata trovata la risposta a questa domanda. La sorgente di radiazione sono le reazioni di fusione termonucleare. Come risultato di queste reazioni, l'idrogeno viene convertito in elio e l'energia rilasciata passa attraverso l'interno della stella, si trasforma e si irradia nello spazio mondiale (vale la pena notare che maggiore è la temperatura, più veloci sono queste reazioni; questo ecco perché le stelle massicce calde lasciano la sequenza principale più velocemente).

Ora immagina l'emergere di una stella...

Una nuvola di gas interstellare e mezzo di polvere iniziò a condensare. Da questa nuvola si forma una palla di gas abbastanza densa. La pressione all'interno della sfera non è ancora in grado di bilanciare le forze di attrazione, quindi si ridurrà (forse in questo momento, si formerà grumi con una massa più piccola attorno alla stella, che alla fine si trasformerà in pianeti). Quando viene compresso, la temperatura aumenta. Pertanto, la stella si stabilisce gradualmente sulla sequenza principale. Quindi la pressione del gas all'interno della stella bilancia l'attrazione e la protostella si trasforma in una stella.

La fase iniziale dell'evoluzione di una stella è molto piccola e la stella è immersa in una nebulosa in questo momento, quindi è molto difficile rilevare una protostella.

La conversione dell'idrogeno in elio avviene solo nelle regioni centrali della stella. Negli strati esterni, il contenuto di idrogeno rimane praticamente invariato. Poiché la quantità di idrogeno è limitata, prima o poi si esaurisce. Il rilascio di energia al centro della stella si interrompe e il nucleo della stella inizia a restringersi e il guscio a gonfiarsi. Inoltre, se la stella ha meno di 1,2 masse solari, perde lo strato esterno (la formazione di una nebulosa planetaria).

Dopo che il guscio si è separato dalla stella, i suoi strati interni molto caldi si aprono e nel frattempo il guscio si allontana sempre più. Dopo diverse decine di migliaia di anni, il guscio si disintegrerà e rimarrà solo una stella molto calda e densa che, raffreddandosi gradualmente, si trasformerà in una nana bianca. A poco a poco raffreddandosi, si trasformano in nane nere invisibili. Le nane nere sono stelle molto dense e fredde, leggermente più grandi della Terra, ma con una massa paragonabile a quella del sole. Il processo di raffreddamento delle nane bianche dura diverse centinaia di milioni di anni.

Se la massa di una stella è compresa tra 1,2 e 2,5 solare, allora una tale stella esploderà. Questa esplosione si chiama supernova. Una stella che esplode in pochi secondi aumenta la sua luminosità centinaia di milioni di volte. Tali focolai sono estremamente rari. Nella nostra Galassia, un'esplosione di supernova si verifica circa una volta ogni cento anni. Dopo un tale lampo, rimane una nebulosa, che ha una grande emissione radio, e si disperde anche molto rapidamente, e la cosiddetta stella di neutroni (ne parleremo più avanti). Oltre all'enorme emissione radio, una tale nebulosa sarà anche una fonte di radiazioni a raggi X, ma questa radiazione viene assorbita dall'atmosfera terrestre, quindi può essere osservata solo dallo spazio.

Ci sono diverse ipotesi sulla causa delle esplosioni stellari (supernove), ma non esiste ancora una teoria generalmente accettata. Si presume che ciò sia dovuto al troppo rapido declino degli strati interni della stella al centro. La stella si restringe rapidamente fino a raggiungere una dimensione catastroficamente piccola di circa 10 km e la sua densità in questo stato è di 10 17 kg/m 3 , che è vicina alla densità di un nucleo atomico. Questa stella è composta da neutroni (mentre gli elettroni sembrano essere pressati in protoni), motivo per cui è chiamata "NEUTRON". La sua temperatura iniziale è di circa un miliardo di kelvin, ma in futuro si raffredderà rapidamente.

Questa stella, a causa delle sue piccole dimensioni e del rapido raffreddamento, è stata a lungo considerata impossibile da osservare. Ma dopo qualche tempo furono scoperte pulsar. Queste pulsar si sono rivelate stelle di neutroni. Sono chiamati così a causa della radiazione a breve termine degli impulsi radio. Quelli. la stella sembra lampeggiare. Questa scoperta è stata fatta quasi per caso e non molto tempo fa, precisamente nel 1967. Questi impulsi periodici sono dovuti al fatto che durante una rotazione molto veloce oltre il nostro sguardo, il cono dell'asse magnetico lampeggia costantemente, formando un angolo con l'asse di rotazione.

Una pulsar può essere rilevata per noi solo in condizioni di orientamento dell'asse magnetico, e questo è circa il 5% del loro numero totale. Alcune pulsar non si trovano nelle nebulose radio, poiché le nebulose si dissipano in tempi relativamente brevi. Dopo centomila anni, queste nebulose cessano di essere visibili e l'età delle pulsar è stimata in decine di milioni di anni.

Se la massa di una stella supera 2,5 masse solari, alla fine della sua esistenza, per così dire, crollerà su se stessa e sarà schiacciata dal suo stesso peso. In pochi secondi si trasformerà in un punto. Questo fenomeno è stato chiamato "collasso gravitazionale" e questo oggetto è stato anche chiamato "buco nero".

Da tutto quanto sopra, si può vedere che la fase finale dell'evoluzione di una stella dipende dalla sua massa, ma è anche necessario tener conto dell'inevitabile perdita di questa stessa massa e rotazione.

Ciao cari lettori! Vorrei parlare del bellissimo cielo notturno. Perché per la notte? Tu chiedi. Perché le stelle sono chiaramente visibili su di esso, questi bellissimi puntini luminosi sullo sfondo nero e blu del nostro cielo. Ma in realtà non sono piccoli, ma semplicemente enormi, e a causa della grande distanza sembrano così piccoli..

Qualcuno di voi ha immaginato come nascono le stelle, come vivono la loro vita, che tipo di vita hanno in generale? Ti suggerisco di leggere questo articolo ora e di immaginare l'evoluzione delle stelle lungo il percorso. Ho preparato un paio di video per un esempio visivo 😉

Il cielo è costellato di molte stelle, tra le quali sono sparse enormi nubi di polvere e gas, per lo più idrogeno. Le stelle nascono proprio in tali nebulose, o regioni interstellari.

Una stella vive così a lungo (fino a decine di miliardi di anni) che gli astronomi non possono tracciare la vita dall'inizio alla fine, nemmeno una di esse. Ma d'altra parte, hanno l'opportunità di osservare diverse fasi dello sviluppo delle stelle.

Gli scienziati hanno unito i dati ottenuti e sono stati in grado di tracciare le fasi della vita di stelle tipiche: il momento della nascita di una stella in una nuvola interstellare, la sua giovinezza, età media, vecchiaia e morte a volte molto spettacolare.

La nascita di una stella.

L'emergere di una stella inizia con la compattazione della materia all'interno della nebulosa. A poco a poco, il sigillo formato diminuisce di dimensioni, restringendosi sotto l'influenza della gravità. Durante questa contrazione, o crollare, viene rilasciata energia, che riscalda la polvere e il gas e li fa brillare.

C'è un cosiddetto protostella. La temperatura e la densità della materia nel suo centro, o nucleo, sono massime. Quando la temperatura raggiunge circa 10.000.000°C, nel gas iniziano a verificarsi reazioni termonucleari.

I nuclei degli atomi di idrogeno iniziano a combinarsi e trasformarsi in nuclei di atomi di elio. In questa sintesi viene rilasciata un'enorme quantità di energia. Questa energia, nel processo di convezione, viene trasferita allo strato superficiale e quindi, sotto forma di luce e calore, viene irradiata nello spazio. In questo modo la protostella si trasforma in una vera star.

La radiazione che proviene dal nucleo riscalda il mezzo gassoso, creando una pressione diretta verso l'esterno e prevenendo così il collasso gravitazionale della stella.

Il risultato è che trova l'equilibrio, cioè ha dimensioni costanti, una temperatura superficiale costante e una quantità costante di energia rilasciata.

Gli astronomi chiamano una stella in questa fase di sviluppo stella della sequenza principale, indicando così il posto che occupa nel diagramma Hertzsprung-Russell. Questo diagramma esprime la relazione tra la temperatura e la luminosità di una stella.

Le protostelle, avendo una piccola massa, non si riscaldano mai alle temperature necessarie per avviare una reazione termonucleare. Queste stelle, a causa della compressione, diventano deboli nane rosse , o anche più debole nane brune . La prima stella nana bruna è stata scoperta solo nel 1987.

Giganti e nani.

Il diametro del Sole è di circa 1.400.000 km, la sua temperatura superficiale è di circa 6.000°C ed emette una luce giallastra. Fa parte della sequenza principale di stelle da 5 miliardi di anni.

Il "combustibile" di idrogeno su una stella del genere si esaurirà in circa 10 miliardi di anni e principalmente l'elio rimarrà nel suo nucleo. Quando non c'è più niente da "bruciare", l'intensità della radiazione diretta dal nucleo non è più sufficiente a bilanciare il collasso gravitazionale del nucleo.

Ma l'energia che viene rilasciata in questo caso è sufficiente per riscaldare la materia circostante. In questo guscio inizia la sintesi dei nuclei di idrogeno, viene rilasciata più energia.

La stella inizia a brillare più luminosa, ma ora con una luce rossastra, e allo stesso tempo si espande anche, aumentando di dieci volte le dimensioni. Ora una tale stella chiamata gigante rossa.

Il nucleo di una gigante rossa si restringe e la temperatura sale a 100.000.000°C o più. È qui che avviene la reazione di fusione del nucleo di elio, trasformandolo in carbonio. Grazie all'energia che viene rilasciata in questo caso, la stella brilla ancora per circa 100 milioni di anni.

Dopo che l'elio si esaurisce e le reazioni si esauriscono, l'intera stella gradualmente, sotto l'influenza della gravità, si restringe quasi fino a raggiungere le dimensioni. L'energia che viene rilasciata in questo caso è sufficiente per la stella (ora una nana bianca) ha continuato a brillare brillantemente per qualche tempo.

Il grado di compressione della materia in una nana bianca è molto alto e, quindi, ha una densità molto elevata: il peso di un cucchiaio può raggiungere le mille tonnellate. È così che si evolvono le stelle delle dimensioni del nostro Sole.

Video che mostra l'evoluzione del nostro Sole in una nana bianca

Una stella con una massa cinque volte quella del Sole ha un ciclo di vita molto più breve e si evolve in modo leggermente diverso. Una stella del genere è molto più luminosa e la sua temperatura superficiale è di 25.000°C o più, il periodo di permanenza nella sequenza principale delle stelle è di soli 100 milioni di anni.

Quando una tale stella entra in scena gigante rosso , la temperatura al suo interno supera i 600.000.000°C. Al suo interno avvengono reazioni di fusione del carbonio, che si trasforma in elementi più pesanti, compreso il ferro.

La stella, sotto l'azione dell'energia rilasciata, si espande a dimensioni centinaia di volte più grandi della sua dimensione originale. Una stella in questa fase chiamato supergigante .

Nel nucleo, il processo di produzione di energia si interrompe improvvisamente e si riduce in pochi secondi. Con tutto ciò, viene rilasciata un'enorme quantità di energia e si forma un'onda d'urto catastrofica.

Questa energia viaggia attraverso l'intera stella ed espelle una parte significativa di essa nello spazio esterno a causa di un'esplosione, provocando un fenomeno noto come esplosione di supernova .

Per una migliore rappresentazione di tutto ciò che è scritto, considera il ciclo di evoluzione delle stelle nel diagramma

Nel febbraio 1987, un bagliore simile è stato osservato in una galassia vicina, la Grande Nube di Magellano. Questa supernova per un breve periodo ha brillato più di un trilione di soli.

Il nucleo della supergigante si restringe e si forma Corpo celeste con un diametro di soli 10-20 km, e la sua densità è così grande che un cucchiaino della sua sostanza può pesare 100 milioni di tonnellate!!! Un tale corpo celeste è costituito da neutroni echiamata stella di neutroni .

Una stella di neutroni che si è appena formata ha un'elevata velocità di rotazione e un magnetismo molto forte.

Di conseguenza, viene creato un potente campo elettromagnetico che emette onde radio e altri tipi di radiazioni. Si diffondono dai poli magnetici della stella sotto forma di raggi.

Questi raggi, a causa della rotazione della stella attorno al proprio asse, sembrano scansionare lo spazio esterno. Quando volano oltre i nostri radiotelescopi, li percepiamo come brevi lampi o impulsi. Pertanto, tali stelle sono chiamate pulsar.

Le pulsar sono state scoperte grazie alle onde radio che emettono. È ormai noto che molti di loro emettono impulsi luminosi e raggi X.

La prima pulsar di luce è stata scoperta nella Nebulosa del Granchio. I suoi impulsi vengono ripetuti ad una frequenza di 30 volte al secondo.

Gli impulsi di altre pulsar si ripetono molto più spesso: PIR (pulsating source of radio emission) 1937+21 lampeggia 642 volte al secondo. È difficile anche solo immaginarlo!

Anche le stelle che hanno la massa più grande, dieci volte la massa del Sole, si infiammano come supernove. Ma a causa dell'enorme massa, il loro crollo è molto più catastrofico.

La compressione distruttiva non si ferma nemmeno allo stadio di formazione di una stella di neutroni, creando una regione in cui la materia ordinaria cessa di esistere.

È rimasta solo una gravità, che è così forte che nulla, nemmeno la luce, può sfuggire alla sua influenza. Questa zona è chiamata buco nero.Sì, l'evoluzione delle grandi stelle è spaventosa e molto pericolosa.

In questo video parleremo di come una supernova si trasforma in una pulsar e in un buco nero

Non so voi, cari lettori, ma personalmente amo e sono molto interessato allo spazio e a tutto ciò che vi è connesso, è così misterioso e bellissimo, è mozzafiato! L'evoluzione delle stelle ci ha detto molto sul futuro della nostra e tutto.

Consideriamo brevemente le fasi principali dell'evoluzione delle stelle.

Cambiamento delle caratteristiche fisiche, struttura interna e la composizione chimica della stella nel tempo.

Frammentazione della materia. .

Si presume che le stelle si formino durante la compressione gravitazionale di frammenti di una nuvola di gas e polvere. Quindi, i cosiddetti globuli possono essere i luoghi di formazione stellare.

Un globulo è una nuvola interstellare densa e opaca di polvere molecolare (gas e polvere), che si osserva sullo sfondo di nubi luminose di gas e polvere sotto forma di una formazione rotonda scura. È costituito principalmente da idrogeno molecolare (H 2) ed elio ( Lui ) con una miscela di molecole di altri gas e particelle solide di polvere interstellare. Temperatura del gas nel globulo (principalmente la temperatura dell'idrogeno molecolare) T≈ 10 ore 50K, densità media n~ 10 5 particelle / cm 3, che è di diversi ordini di grandezza maggiore rispetto alle nuvole di gas e polvere ordinarie più dense, diametro D~ 0,1 ore uno . Massa di globuli M≤ 10 2 × M ⊙ . Alcuni globuli contengono tipi giovani T Toro.

La nuvola è compressa dalla sua stessa gravità a causa dell'instabilità gravitazionale, che può verificarsi spontaneamente o come risultato dell'interazione della nuvola con un'onda d'urto di un flusso di vento stellare supersonico proveniente da un'altra vicina sorgente di formazione stellare. Sono possibili anche altre ragioni per l'emergere dell'instabilità gravitazionale.

Studi teorici mostrano che nelle condizioni che esistono nelle normali nubi molecolari (T≈ 10 ÷ 30K e n ~ 10 2 particelle / cm 3), quella iniziale può verificarsi in volumi nuvolosi con massa M≥ 10 3 × M ⊙ . In una tale nuvola in contrazione, è possibile un ulteriore decadimento in frammenti meno massicci, ognuno dei quali sarà anche compresso sotto l'influenza della propria gravità. Le osservazioni mostrano che nella Galassia, nel processo di formazione stellare, nasce non una, ma un gruppo di stelle con masse diverse, ad esempio un ammasso stellare aperto.

Quando compresso in regioni centrali la densità delle nuvole aumenta, risultando in un momento in cui la sostanza di questa parte della nuvola diventa opaca alla propria radiazione. Nelle viscere della nuvola si verifica una condensazione densa e stabile, che gli astronomi chiamano oh.

Frammentazione della materia: il decadimento di una nuvola di polvere molecolare in parti più piccole, l'ulteriore delle quali porta all'aspetto.

è un oggetto astronomico che è in fase, dal quale dopo qualche tempo (per la massa solare questa volta T ~ 10 8 anni) si forma normale.

Con un'ulteriore caduta di materia dal guscio gassoso sul nucleo (accrescimento), la massa di quest'ultimo, e di conseguenza la temperatura, aumentano tanto che il gas e la pressione radiante vengono confrontati con le forze. La compressione del kernel si interrompe. Quello formato è circondato da un guscio di polvere di gas opaco per la radiazione ottica, che trasmette all'esterno solo la radiazione infrarossa e a onde più lunghe. Un tale oggetto (-bozzolo) è osservato come una potente fonte di radiazioni radio e infrarosse.

Con un ulteriore aumento della massa e della temperatura del nucleo, una leggera pressione interrompe l'accrescimento e i resti del guscio si disperdono nello spazio esterno. Appare un giovane, le cui caratteristiche fisiche dipendono dalla sua massa e dalla composizione chimica iniziale.

La principale fonte di energia per la nascita di una stella è, a quanto pare, l'energia rilasciata durante la contrazione gravitazionale. Questa ipotesi deriva dal teorema viriale: in un sistema stazionario, la somma dell'energia potenziale E pag tutti i membri del sistema e il doppio dell'energia cinetica 2 E a di questi termini è zero:

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

Il teorema è valido per sistemi di particelle che si muovono in una regione limitata dello spazio sotto l'azione di forze la cui intensità è inversamente proporzionale al quadrato della distanza tra le particelle. Ne consegue che l'energia termica (cinetica) è uguale alla metà dell'energia gravitazionale (potenziale). Quando una stella viene compressa, l'energia totale della stella diminuisce, mentre l'energia gravitazionale diminuisce: metà della variazione di energia gravitazionale lascia la stella per irraggiamento e l'energia termica della stella aumenta a causa della seconda metà.

Giovani stelle di piccola massa(fino a tre masse solari), che sono sulla via della sequenza principale, sono completamente convettive; il processo di convezione copre tutte le aree della stella. Si tratta ancora, infatti, di protostelle, al centro delle quali stanno appena iniziando le reazioni nucleari, e tutta la radiazione si verifica principalmente a causa di queste. Non è stato ancora stabilito se le stelle diminuiscono a una temperatura effettiva costante. Nel diagramma Hertzsprung-Russell, tali stelle formano una traccia quasi verticale, chiamata traccia di Hayashi. Quando la compressione rallenta, il giovane si avvicina alla sequenza principale.

Quando la stella si contrae, la pressione del gas di elettroni degenerati inizia ad aumentare, e quando viene raggiunto un certo raggio della stella, la contrazione si interrompe, il che interrompe l'ulteriore crescita della temperatura centrale causata dalla contrazione, e quindi alla sua diminuzione . Per le stelle inferiori a 0,0767 masse solari, questo non accade: l'energia rilasciata durante le reazioni nucleari non sarà mai sufficiente per bilanciare la pressione interna e . Tali "sottostelle" irradiano più energia di quella che si forma durante le reazioni nucleari e appartengono ai cosiddetti; il loro destino è una contrazione costante fino a quando la pressione del gas degenerato non lo ferma, e poi un graduale raffreddamento con la cessazione di tutte le reazioni nucleari iniziate.

Le giovani stelle di massa intermedia (da 2 a 8 masse solari) si evolvono qualitativamente esattamente allo stesso modo delle loro sorelle minori, con l'eccezione che non hanno zone convettive fino alla sequenza principale.

Stelle con massa maggiore di 8 masse solarihanno già le caratteristiche delle stelle normali, perché hanno attraversato tutti gli stadi intermedi e sono state in grado di raggiungere una tale velocità di reazioni nucleari da compensare la perdita di energia per irraggiamento mentre la massa del nucleo si accumula. Queste stelle hanno un deflusso di massa e sono così grandi che non solo fermano il collasso di quelle che non sono ancora diventate parte della stella aree esterne nube molecolare, ma, al contrario, li scongela. Pertanto, la massa della stella formata è notevolmente meno massa nuvola protostellare.

Sequenza principale

La temperatura della stella sale fino a raggiungere nelle regioni centrali valori sufficienti ad attivare reazioni termonucleari, che diventano poi la principale fonte di energia per la stella. Per le stelle massicce ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) è la "combustione" dell'idrogeno nel ciclo del carbonio; per le stelle con una massa uguale o inferiore alla massa del Sole, l'energia viene rilasciata in una reazione protone-protone. passa nella fase di equilibrio e si colloca sulla sequenza principale del diagramma di Hertzsprung-Russell: in una stella di grande massa, la temperatura nel nucleo è molto alta ( T ≥ 3 × 107 K ), la produzione di energia è molto intensa, - nella sequenza principale occupa un posto sopra il Sole nella regione di inizio ( O … A , (F )); in una stella di piccola massa, la temperatura nel nucleo è relativamente bassa ( T ≤ 1,5 × 107 K ), la produzione di energia non è così intensa, - nella sequenza principale avviene vicino o al di sotto del Sole nella regione del tardo (( F), G, K, M).

Trascorre fino al 90% del tempo assegnato dalla natura per la sua esistenza sulla sequenza principale. Il tempo che una stella trascorre nella fase della sequenza principale dipende anche dalla massa. Sì, con la massa M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O o B è nella fase della sequenza principale per circa 10 7 anni, mentre la nana rossa K 5 con massa M ≈ 0,5 × M ⊙ è nella fase della sequenza principale per circa 10 11 anni, cioè un tempo paragonabile all'età della Galassia. Le enormi stelle calde passano rapidamente alle fasi successive dell'evoluzione, le nane fredde sono nella fase della sequenza principale per tutto il tempo dell'esistenza della Galassia. Si può presumere che le nane rosse siano il tipo principale della popolazione della Galassia.

Gigante rossa (supergigante).

La rapida combustione dell'idrogeno nelle regioni centrali delle stelle massicce porta alla comparsa di un nucleo di elio in esse. Con una frazione della massa di idrogeno di pochi punti percentuali nel nucleo, la reazione del carbonio della conversione dell'idrogeno in elio si interrompe quasi completamente. Il nucleo si contrae, il che porta ad un aumento della sua temperatura. Come risultato del riscaldamento causato dalla contrazione gravitazionale del nucleo dell'elio, l'idrogeno "si accende" e il rilascio di energia inizia in uno strato sottile situato tra il nucleo e il guscio esteso della stella. Il guscio si espande, il raggio della stella aumenta, la temperatura effettiva diminuisce e cresce. "lascia" la sequenza principale e passa alla fase successiva dell'evoluzione - nello stadio di una gigante rossa o, se la massa della stella M > 10 × M⊙ , nella fase di supergigante rossa.

Con un aumento della temperatura e della densità, l'elio inizia a "bruciare" nel nucleo. In T ~ 2 × 10 8 K e r ~ 10 3 ¸ 10 4 g / cm 3 avvia una reazione termonucleare, che viene chiamata tripla un -processo: su tre un -particelle (nuclei di elio 4 Lui ) si forma un nucleo di carbonio stabile 12 C. Con la massa del nucleo della stella M< 1,4 × M ⊙ тройной a - il processo porta alla natura esplosiva del rilascio di energia - un lampo di elio, che per una particolare stella può essere ripetuto molte volte.

Nelle regioni centrali delle stelle massicce che si trovano allo stadio gigante o supergigante, un aumento della temperatura porta alla formazione successiva di nuclei di carbonio, carbonio-ossigeno e ossigeno. Dopo il carbon burnout, si verificano reazioni che portano alla formazione di più pesanti elementi chimici, possibilmente nuclei di ferro. Un'ulteriore evoluzione di una stella massiccia può portare all'espulsione del guscio, al bagliore di una stella come Nova o, con la successiva formazione di oggetti che sono lo stadio finale dell'evoluzione delle stelle: una nana bianca, una stella di neutroni o una stella nera buco.

Lo stadio finale dell'evoluzione è lo stadio dell'evoluzione di tutte le stelle normali dopo che queste hanno esaurito il loro combustibile termonucleare; cessazione delle reazioni termonucleari come fonte di energia per la stella; il passaggio di una stella, a seconda della sua massa, allo stadio di una nana bianca o di un buco nero.

nane bianche - ultima fase evoluzione di tutte le stelle normali con massa M< 3 ÷ 5 × M ⊙ dopo esaurimento del combustibile termonucleare da parte di questi mi. Dopo aver superato lo stadio di una gigante rossa (o subgigante), un tale guscio si libera ed espone il nucleo, che, raffreddandosi, diventa una nana bianca. Piccolo raggio (R a.c ~ 10 -2 × R ⊙ ) e bianco o blu-bianco (T a.c. ~ 10 4 K) ha determinato il nome di questa classe di oggetti astronomici. La massa di una nana bianca è sempre inferiore a 1,4×M⊙ - è dimostrato che non possono esistere nane bianche con grandi masse. Con una massa paragonabile a quella del Sole e dimensioni paragonabili a quelle dei pianeti maggiori sistema solare, le nane bianche hanno un enorme media densità: ρ a.c. ~ 10 6 g / cm 3, cioè un peso di 1 cm 3 di materia nana bianca pesa una tonnellata! Accelerazione di caduta libera in superficie g a.c. ~ 10 8 cm / s 2 (confronta con l'accelerazione sulla superficie terrestre - g c ≈980 cm/s 2). Con un tale carico gravitazionale regioni interne stella, lo stato di equilibrio di una nana bianca è mantenuto dalla pressione del gas degenerato (principalmente il gas di elettroni degenerati, poiché il contributo della componente ionica è piccolo). Ricordiamo che un gas si dice degenerato se non esiste una distribuzione maxwelliana della velocità delle particelle. In un tale gas, a determinati valori di temperatura e densità, il numero di particelle (elettroni) aventi qualsiasi velocità nell'intervallo da v = 0 a v = v max sarà lo stesso. v max è determinato dalla densità e dalla temperatura del gas. Con una massa nana bianca M bc > 1,4 × M ⊙ la velocità massima degli elettroni in un gas è paragonabile alla velocità della luce, il gas degenerato diventa relativistico e la sua pressione non è più in grado di resistere alla compressione gravitazionale. Il raggio della nana tende a zero - "collassa" in un punto.

Le atmosfere sottili e calde delle nane bianche sono composte da idrogeno, praticamente senza altri elementi trovati nell'atmosfera; o dall'elio, mentre c'è centinaia di migliaia di volte meno idrogeno nell'atmosfera che nelle atmosfere delle stelle normali. A seconda del tipo di spettro, le nane bianche appartengono alle classi spettrali O, B, A, F. Per "distinguere" le nane bianche dalle stelle normali, la lettera D è posta davanti alla designazione (DOVII, DBVII, ecc. D è la prima lettera in parola inglese degenerato - degenerato). La sorgente di radiazione di una nana bianca è la fornitura di energia termica che la nana bianca ha ricevuto pur essendo il nucleo della stella madre. Molte nane bianche hanno ereditato dai loro genitori un forte campo magnetico, la cui forza H ~ 10 8 E. Si ritiene che il numero di nane bianche sia circa il 10% del numero totale di stelle nella Galassia.

Sulla fig. 15 mostra una fotografia di Sirio, la stella più luminosa del cielo (α Grande cane; m v = -1 m ,46; classe A1V). Il disco visibile nell'immagine è il risultato dell'irradiazione fotografica e della diffrazione della luce sull'obiettivo del telescopio, ovvero il disco della stella stessa non viene risolto nella fotografia. I raggi provenienti dal disco fotografico di Sirio sono tracce della distorsione del fronte d'onda del flusso luminoso sugli elementi dell'ottica del telescopio. Sirio si trova a una distanza di 2,64 dal Sole, la luce di Sirio impiega 8,6 anni per raggiungere la Terra, quindi è una delle stelle più vicine al Sole. Sirio è 2,2 volte più massiccio del Sole; il suo M v = +1 m ,43, cioè il nostro vicino irradia 23 volte più energia del Sole.

Figura 15.

L'unicità della fotografia sta nel fatto che, insieme all'immagine di Sirio, è stato possibile ottenere un'immagine del suo satellite: il satellite "brilla" con un punto luminoso a sinistra di Sirio. Sirio - telescopicamente: Sirio stesso è indicato dalla lettera A e il suo satellite dalla lettera B. La magnitudine apparente di Sirio B m v \u003d +8 m,43, cioè quasi 10.000 volte più debole di Sirio A. La massa di Sirio B è quasi esattamente uguale alla massa del Sole, il raggio è di circa 0,01 del raggio del Sole, il la temperatura superficiale è di circa 12000 K, ma Sirio B irradia 400 volte meno del Sole. Sirius B è una tipica nana bianca. Inoltre, questa è la prima nana bianca scoperta, tra l'altro, da Alven Clark nel 1862 durante l'osservazione visiva attraverso un telescopio.

Sirio A e Sirio B ruotano intorno in comune con un periodo di 50 anni; la distanza tra i componenti A e B è di soli 20 AU.

Secondo l'appropriata osservazione di V.M. Lipunov, "maturano" all'interno di stelle massicce (con una massa superiore a 10×M⊙ )”. I nuclei delle stelle che si evolvono in una stella di neutroni hanno 1.4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; dopo che le sorgenti delle reazioni termonucleari si esauriscono e il genitore espelle una parte significativa della materia con un lampo, questi nuclei diventeranno oggetti indipendenti del mondo stellare, con caratteristiche molto specifiche. La compressione del nucleo della stella madre si ferma ad una densità paragonabile a quella nucleare (ρ n. h ~ 10 14 h 10 15 g/cm3). Con una tale massa e densità, il raggio del nato solo 10 è costituito da tre strati. Lo strato esterno (o crosta esterna) è formato da un reticolo cristallino di nuclei atomici ferro da stiro ( Fe ) con una possibile piccola mescolanza di nuclei atomici di altri metalli; lo spessore della crosta esterna è di soli 600 m circa con un raggio di 10 km. Sotto la crosta esterna c'è un'altra crosta interna dura, composta da atomi di ferro ( Fe ), ma questi atomi sono eccessivamente arricchiti di neutroni. Lo spessore di questa corteccia≈ 2 km. Corteccia interna confina con il nucleo di neutroni liquido, i processi fisici in cui sono determinati dalle notevoli proprietà del liquido di neutroni: superfluidità e, in presenza di elettroni liberi e protoni in esso, superconduttività. È possibile che proprio al centro la materia contenga mesoni e iperoni.

Ruotano rapidamente attorno a un asse, da uno a centinaia di rivoluzioni al secondo. Tale rotazione in presenza di un campo magnetico ( H ~ 10 13 h 10 15 Oe) porta spesso all'effetto osservato della pulsazione della radiazione della stella in diverse gamme onde elettromagnetiche. Abbiamo visto una di queste pulsar all'interno della Nebulosa del Granchio.

Numero totale la velocità di rotazione è già insufficiente per l'espulsione delle particelle, quindi questa non può essere una pulsar radio. Tuttavia, è ancora grande e catturato campo magnetico la stella di neutroni circostante non può cadere, cioè non si verifica l'accrescimento di materia.

Accretore (pulsar a raggi X). La velocità di rotazione è ridotta a tal punto che ora nulla impedisce alla materia di cadere su una tale stella di neutroni. Il plasma, cadendo, si muove lungo le linee del campo magnetico e colpisce una superficie solida nella regione dei poli, riscaldandosi fino a decine di milioni di gradi. Una sostanza riscaldata a temperature così elevate si illumina nella gamma dei raggi X. L'area in cui la materia in caduta si ferma con la superficie della stella è molto piccola, solo circa 100 metri. Questo punto caldo, a causa della rotazione della stella, scompare periodicamente dalla vista, che l'osservatore percepisce come pulsazioni. Tali oggetti sono chiamati pulsar a raggi X.

Georotatore. La velocità di rotazione di tali stelle di neutroni è bassa e non impedisce l'accrescimento. Ma le dimensioni della magnetosfera sono tali che il plasma viene fermato dal campo magnetico prima di essere catturato dalla gravità.

If è un componente di una chiusura doppio sistema, allora c'è un "trasferimento" di materia da una stella normale (la seconda componente) a una di neutroni. La massa può superare quella critica (M > 3×M⊙ ), quindi la stabilità gravitazionale della stella viene violata, nulla può resistere alla contrazione gravitazionale e "lascia" sotto il suo raggio gravitazionale

r g = 2 × G × M/c 2 , (40)

trasformandosi in un buco nero. Nella formula precedente per r g: M è la massa della stella, c è la velocità della luce, G è la costante gravitazionale.

Un buco nero è un oggetto il cui campo gravitazionale è così grande che né una particella, né un fotone, né alcun corpo materiale può raggiungere la seconda velocità cosmica e fuggire nello spazio.

Un buco nero è un oggetto singolare, nel senso che la natura del flusso dei processi fisici al suo interno è ancora inaccessibile a una descrizione teorica. L'esistenza dei buchi neri deriva da considerazioni teoriche, in realtà possono essere localizzati nelle regioni centrali di ammassi globulari, quasar, galassie giganti, compreso il centro della nostra galassia.

Fusione termonucleare all'interno delle stelle

In questo momento, per le stelle con una massa maggiore di 0,8 masse solari, il nucleo diventa trasparente alla radiazione e prevarrà il trasferimento di energia radiativa nel nucleo, mentre il guscio in alto rimane convettivo. Nessuno sa con certezza che tipo di stelle di massa minore arrivino sulla sequenza principale, poiché il tempo che queste stelle trascorrono nella categoria dei giovani supera l'età dell'Universo. Tutte le nostre idee sull'evoluzione di queste stelle si basano su calcoli numerici.

Quando la stella si restringe, la pressione del gas di elettroni degenerati inizia ad aumentare e, in un certo raggio della stella, questa pressione interrompe la crescita della temperatura centrale e quindi inizia ad abbassarla. E per le stelle inferiori a 0,08, questo si rivela fatale: l'energia rilasciata durante le reazioni nucleari non sarà mai sufficiente a coprire il costo delle radiazioni. Tali sottostelle sono chiamate nane brune e il loro destino è una contrazione costante fino a quando la pressione del gas degenerato non lo ferma, quindi un raffreddamento graduale con l'arresto di tutte le reazioni nucleari.

Giovani stelle di massa intermedia

Le giovani stelle di massa intermedia (da 2 a 8 masse solari) si evolvono qualitativamente esattamente allo stesso modo delle loro sorelle minori, con l'eccezione che non hanno zone convettive fino alla sequenza principale.

Oggetti di questo tipo sono associati ai cosiddetti. Le stelle Ae\Be Herbit sono variabili irregolari di tipo spettrale B-F5. Hanno anche dischi a getto bipolare. La velocità di scarico, la luminosità e la temperatura effettiva sono sostanzialmente maggiori di quelle per τ Toro, quindi riscaldano e disperdono efficacemente i resti della nuvola protostellare.

Stelle giovani con una massa maggiore di 8 masse solari

In effetti, queste sono già stelle normali. Mentre la massa del nucleo idrostatico si accumulava, la stella riuscì a saltare tutti gli stadi intermedi e a riscaldare le reazioni nucleari a tal punto da compensare le perdite dovute all'irraggiamento. Per queste stelle, il deflusso di massa e luminosità è così elevato che non solo arresta il collasso delle restanti regioni esterne, ma le respinge. Pertanto, la massa della stella formata è notevolmente inferiore alla massa della nuvola protostellare. Molto probabilmente, questo spiega l'assenza nella nostra galassia di stelle con più di 100-200 masse solari.

ciclo di mezza vita di una stella

Trovato tra le stelle formate grande varietà colori e dimensioni. Variano in tipo spettrale da blu caldi a rossi freddi e in massa da 0,08 a più di 200 masse solari. La luminosità e il colore di una stella dipendono dalla temperatura della sua superficie, che a sua volta è determinata dalla sua massa. Tutto, nuove stelle "prendono il loro posto" sulla sequenza principale secondo il loro Composizione chimica e massa. Non riguarda movimento fisico stelle - solo sulla sua posizione nel diagramma specificato, a seconda dei parametri della stella. Cioè, stiamo parlando, infatti, solo di modificare i parametri della stella.

Quello che succede dopo dipende ancora dalla massa della stella.

Gli anni successivi e la morte delle stelle

Vecchie stelle con massa ridotta

Ad oggi, non si sa con certezza cosa accada alle stelle luminose dopo l'esaurimento della scorta di idrogeno. Poiché l'universo ha 13,7 miliardi di anni, non abbastanza per esaurire la fornitura di idrogeno, teorie moderne sono basati su Simulazione computerizzata processi che si verificano in tali stelle.

Alcune stelle possono fondere l'elio solo in alcune regioni attive, il che provoca instabilità e forti venti solari. In questo caso, non si verifica la formazione di una nebulosa planetaria e la stella evapora solo, diventando ancora più piccola di una nana bruna.

Ma una stella con una massa inferiore a 0,5 massa solare non sarà mai in grado di sintetizzare l'elio anche dopo la cessazione delle reazioni che coinvolgono l'idrogeno nel nucleo. Il loro guscio stellare non è abbastanza massiccio da superare la pressione prodotta dal nucleo. Tali stelle includono nane rosse (come Proxima Centauri), la cui durata della sequenza principale è di centinaia di miliardi di anni. Dopo la fine delle reazioni termonucleari nel loro nucleo, essi, raffreddandosi gradualmente, continueranno a irradiare debolmente nelle gamme dell'infrarosso e delle microonde dello spettro elettromagnetico.

stelle di media grandezza

Quando una stella raggiunge una dimensione media (da 0,4 a 3,4 masse solari) della fase di gigante rossa, i suoi strati esterni continuano ad espandersi, il nucleo si contrae e iniziano le reazioni di sintesi del carbonio dall'elio. La fusione rilascia molta energia, dando alla stella una tregua temporanea. Per una stella di dimensioni simili al Sole, questo processo può richiedere circa un miliardo di anni.

I cambiamenti nella quantità di energia emessa fanno sì che la stella attraversi periodi di instabilità, inclusi cambiamenti nelle dimensioni, nella temperatura superficiale e nel rilascio di energia. Il rilascio di energia viene spostato verso la radiazione a bassa frequenza. Tutto questo è accompagnato da una crescente perdita di massa dovuta ai forti venti solari e alle intense pulsazioni. Le stelle in questa fase sono chiamate stelle di tipo tardo, Stelle OH-IR o stelle simili a Mira, a seconda delle loro esatte caratteristiche. Il gas espulso è relativamente ricco di elementi pesanti prodotti all'interno della stella, come ossigeno e carbonio. Il gas forma un guscio in espansione e si raffredda mentre si allontana dalla stella, consentendo la formazione di particelle di polvere e molecole. Con una forte radiazione infrarossa della stella centrale, in tali gusci si formano le condizioni ideali per l'attivazione dei maser.

Le reazioni di combustione dell'elio sono molto sensibili alla temperatura. A volte questo porta a una grande instabilità. Si verificano pulsazioni violente, che alla fine impartiscono energia cinetica sufficiente agli strati esterni per essere espulsi e diventare una nebulosa planetaria. Al centro della nebulosa rimane il nucleo della stella, che, raffreddandosi, si trasforma in una nana bianca di elio, di regola, con una massa fino a 0,5-0,6 solare e un diametro dell'ordine del diametro di la terra.

nane bianche

La stragrande maggioranza delle stelle, incluso il Sole, termina la propria evoluzione rimpicciolendosi fino a quando la pressione degli elettroni degenerati bilancia la gravità. In questo stato, quando la dimensione della stella diminuisce di un fattore cento e la densità diventa un milione di volte quella dell'acqua, la stella viene chiamata nana bianca. Viene privato di fonti di energia e, raffreddandosi gradualmente, diventa scuro e invisibile.

Nelle stelle più massicce del Sole, la pressione degli elettroni degenerati non può trattenere la contrazione del nucleo, e continua fino a quando la maggior parte delle particelle si trasforma in neutroni, imballati così densamente che la dimensione della stella è misurata in chilometri, e il la densità è 100 milioni di volte maggiore della densità dell'acqua. Un tale oggetto è chiamato stella di neutroni; il suo equilibrio è mantenuto dalla pressione della materia degenerata dei neutroni.

stelle supermassicce

Dopo che gli strati esterni della stella, con una massa maggiore di cinque masse solari, si sono dispersi per formare una supergigante rossa, il nucleo inizia a restringersi a causa delle forze gravitazionali. All'aumentare della compressione, la temperatura e la densità aumentano e inizia una nuova sequenza di reazioni termonucleari. In tali reazioni vengono sintetizzati elementi pesanti, che limitano temporaneamente il collasso del nucleo.

Alla fine, man mano che si formano elementi sempre più pesanti del sistema periodico, il ferro -56 viene sintetizzato dal silicio. Fino a questo punto la sintesi degli elementi ha rilasciato una grande quantità di energia, ma è il nucleo di ferro-56 ad avere il massimo difetto di massa e la formazione di nuclei più pesanti è sfavorevole. Pertanto, quando il nucleo di ferro di una stella raggiunge un certo valore, la pressione al suo interno non è più in grado di resistere alla colossale forza di gravità e si verifica un collasso immediato del nucleo con la neutronizzazione della sua materia.

Quello che succede dopo non è del tutto chiaro. Ma qualunque cosa sia, in pochi secondi porta all'esplosione di una supernova di incredibile forza.

L'esplosione di neutrini di accompagnamento provoca un'onda d'urto. Forti getti di neutrini e un campo magnetico rotante spingono fuori la maggior parte del materiale accumulato dalla stella - i cosiddetti elementi di seduta, inclusi elementi in ferro e più leggeri. La materia in espansione viene bombardata da neutroni che fuoriescono dal nucleo, catturandoli e creando così un insieme di elementi più pesanti del ferro, compresi quelli radioattivi, fino all'uranio (e forse anche alla California). Pertanto, le esplosioni di supernova spiegano la presenza di elementi più pesanti del ferro nella materia interstellare.

L'onda d'urto e i getti di neutrini trasportano materiale lontano dalla stella morente e nello spazio interstellare. Successivamente, spostandosi nello spazio, questo materiale di supernova potrebbe entrare in collisione con altri detriti spaziali e possibilmente partecipare alla formazione di nuove stelle, pianeti o satelliti.

I processi che avvengono durante la formazione di una supernova sono ancora allo studio e finora non c'è chiarezza su questo tema. È anche discutibile cosa rimanga effettivamente della stella originale. Tuttavia, si stanno valutando due opzioni:

stelle di neutroni

In alcune supernove, è noto che la forte gravità all'interno della supergigante fa cadere gli elettroni nel nucleo atomico, dove si fondono con i protoni per formare neutroni. Le forze elettromagnetiche che separano i nuclei vicini scompaiono. Il nucleo di una stella è ora una palla densa di nuclei atomici e singoli neutroni.

Tali stelle, note come stelle di neutroni, sono estremamente piccole, non più di grande città, e hanno inimmaginabilmente alta densità. Il loro periodo orbitale diventa estremamente breve al diminuire delle dimensioni della stella (a causa della conservazione del momento angolare). Alcuni fanno 600 giri al secondo. Quando l'asse che collega i poli magnetici nord e sud di questa stella in rapida rotazione punta verso la Terra, è possibile fissare un impulso di radiazione che si ripete ad intervalli uguali al periodo di rotazione della stella. Tali stelle di neutroni furono chiamate "pulsar" e divennero le prime stelle di neutroni scoperte.

Buchi neri

Non tutte le supernove diventano stelle di neutroni. Se la stella ha una massa sufficientemente grande, il collasso della stella continuerà e i neutroni stessi inizieranno a cadere verso l'interno finché il suo raggio non sarà inferiore al raggio di Schwarzschild. La stella diventa quindi un buco nero.

L'esistenza dei buchi neri è stata prevista dalla teoria della relatività generale. Secondo la relatività generale, materia e informazione non possono andarsene buco nero non c'è modo. Tuttavia, la meccanica quantistica rende possibili eccezioni a questa regola.

Rimangono alcune domande aperte. Primo fra tutti: "Ci sono dei buchi neri?" Infatti, per poter affermare con certezza che un dato oggetto è un buco nero, è necessario osservarne l'orizzonte degli eventi. Tutti i tentativi in ​​tal senso si sono conclusi con un fallimento. Ma c'è ancora speranza, dal momento che alcuni oggetti non possono essere spiegati senza coinvolgere l'accrescimento, inoltre, l'accrescimento su un oggetto senza una superficie solida, ma l'esistenza stessa dei buchi neri non lo dimostra.

Anche le domande sono aperte: è possibile che una stella collassi direttamente in un buco nero, bypassando una supernova? Ci sono supernove che alla fine diventeranno buchi neri? Qual è l'effetto esatto della massa iniziale di una stella sulla formazione di oggetti alla fine del suo ciclo di vita?