Cycle de vie d'une étoile - description, schéma et faits intéressants. Comment meurent les étoiles

Cycle de vie les étoiles dépendent de leur masse. Les grandes étoiles brûlent leur combustible plus intensément et s'éteignent sur plusieurs dizaines de millions d'années. Les petits peuvent « couver » pendant des centaines de milliards d’années.

Lorsque l’hydrogène s’épuise, les réactions de nucléosynthèse s’arrêtent. La gravité commence à comprimer l'étoile jusqu'à ce que l'augmentation de la température déclenche une fusion thermonucléaire secondaire, au cours de laquelle l'hélium présent dans le noyau de l'étoile est converti en carbone. Dans son cœur reste un cristal de carbone pur – un diamant de mille carats. Lors de la combustion secondaire de l'hélium dans le noyau de l'étoile, tellement d'énergie est libérée que l'étoile commence à gonfler et se transforme en géant rouge , puisque sa couche externe se refroidit jusqu'à la partie rouge du spectre. Le diamètre de l'étoile augmente de plus de 100 fois. Lorsque le combustible nécessaire à la fusion thermonucléaire secondaire s'épuise, les forces gravitationnelles recommencent à comprimer l'étoile et celle-ci se transforme en une étoile dégénérée. nain blanc , qui rayonnera la chaleur résiduelle dans l’espace jusqu’à ce qu’il refroidisse complètement. À mesure qu'une étoile évolue d'une géante rouge à une naine blanche, la plupart de ses couches externes sont rejetées dans le milieu interstellaire et deviennent le matériau nécessaire à la formation ultérieure de nouvelles étoiles.

Une telle fin est destinée aux étoiles moyennes, comme notre Soleil.

Des étoiles plus de 8 fois plus massives que le Soleil meurent selon un scénario différent. Après la combustion de l'hélium, leur énorme masse lors de la compression chauffe tellement le noyau et la coque que des réactions de nucléosynthèse ultérieures sont lancées, à la suite desquelles on obtient d'abord le carbone, puis le silicium, le magnésium et les éléments suivants avec des masses nucléaires croissantes. . De plus, au début de chaque nouvelle réaction au cœur de l’étoile, la précédente se poursuit dans sa coquille. Tous éléments chimiques, dont est composé l’Univers, se sont formés précisément à la suite de la nucléosynthèse dans les profondeurs de grandes étoiles mourantes. Dès que vient le tour de la formation du fer, la fin de l’étoile arrive. Lors de sa synthèse, l'énergie n'est pas libérée, mais seulement absorbée. En peu de temps, le carburant s'épuise, les réactions thermonucléaires s'arrêtent et les forces gravitationnelles effondrent la coquille de l'étoile vers son centre. L’énergie de collision entre l’enveloppe externe et le noyau est très élevée. Elle fait exploser une étoile.

Si l'étoile était plus de 30 fois plus lourde que le Soleil, alors après avoir explosé comme une supernova, l'effondrement gravitationnel ne s'arrête pas - il se formetrou noir. Il a la densité qu'aurait la Terre si elle était comprimée à un diamètre de 5 cm. Par conséquent, la force gravitationnelle des trous noirs tend vers l'infini. Même les particules de lumière, avec leur vitesse maximale, ne peuvent pas vaincre une telle force d’attraction. Ainsi, un trou noir ne reflète pas la lumière qui lui tombe dessus, il l’absorbe. D'où le nom.

Les scientifiques suggèrent que les lois de la physique ne s'appliquent pas aux trous noirs, que l'espace et le temps cessent d'exister, mais que les informations restent sous la forme de projections holographiques. Le bord d'un trou noir - horizon des événements est la limite du temps et de l’espace. Le centre d'un trou noir est singularité – l'incertitude physique. Un trou noir consomme les étoiles et les nébuleuses tant qu’il y a de la place pour elles. Et puis il libère un puissant flux de gaz - quasar au-delà de la galaxie. La largeur d'un quasar est supérieure à son diamètre système solaire. En dehors de la galaxie, de nouvelles étoiles et de nouvelles galaxies commencent à se former. Les trous noirs guident l'évolution de l'Univers.

La mort des étoiles donne materiel de construction pour l'Univers. Tous les éléments chimiques - or, argent, platine, fer et autres se forment à l'intérieur des étoiles mourantes et lors de leurs explosions sont dispersés dans l'espace.

Les premières étoiles étaient massives (plusieurs milliers de fois plus grosses que le Soleil) et instables. Ils sont nés rapidement et sont morts rapidement, laissant derrière eux une poussière cosmique riche en divers éléments chimiques.

Les premières étoiles se sont formées à partir de nébuleuses cosmiques, grâce à l’énergie du Big Bang. À des stades ultérieurs et maintenant, des étoiles continuent de naître. Mais cela ne se produit qu’après l’explosion d’une autre supernova. Son onde de choc donne une impulsion à l'interaction des particules de poussière cosmique, à la suite de quoi elles commencent à se déplacer et à adhérer. En s'accrochant ensemble en un seul objet, ils augmentent de plus en plus sa taille, augmentant ainsi sa gravité, ce qui attire davantage d'autres particules, puis des objets spatiaux plus gros.

Une jeune étoile et son espace circumstellaire stade initial c'est un élément déchaîné avec un grand nombre de petites planètes en rotation chaotique. En se heurtant les uns aux autres, certains d'entre eux s'effondrent, tandis que d'autres grandissent, absorbant les restes des premiers. À la suite de telles collisions, Mercure, par exemple, a perdu sa croûte supérieure et seul le noyau est resté.

Après 500 millions d’années, le nombre de planètes diminue et leur taille augmente.

Le soleil appartient aux petites étoiles. Sa mort dans 5 à 6 milliards d'années aura lieu selon le premier scénario. Aujourd’hui dans l’Univers, 80 % des étoiles ne sont pas plus grosses que le Soleil.

Photo du site Web du CSO :À une distance de 35 millions d'années-lumière de la Terre, dans la constellation de l'Eridan, se trouve galaxie spirale NGC 1637. En 1999, sa beauté sereine a été brisée par l'explosion d'une supernova très brillante. L'image a été prise avec le Très Grand Télescope (VLT) de l'ESO à l'Observatoire de Paranal au Chili.

Il est impossible d’étudier l’évolution des étoiles en observant une seule étoile : de nombreux changements dans les étoiles se produisent trop lentement pour être remarqués, même après plusieurs siècles. Par conséquent, les scientifiques étudient de nombreuses étoiles, chacune se trouvant à un certain stade de son cycle de vie. Au cours des dernières décennies, la modélisation informatique de la structure des étoiles s’est généralisée en astrophysique.

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Les sous-titres

Fusion thermonucléaire à l'intérieur des étoiles

Jeunes étoiles

Le processus de formation des étoiles peut être décrit de manière unifiée, mais les étapes ultérieures de l'évolution d'une étoile dépendent presque entièrement de sa masse, et ce n'est qu'à la toute fin de l'évolution de l'étoile que sa composition chimique peut jouer un rôle.

Jeunes étoiles de faible masse

Jeunes étoiles de faible masse (jusqu'à trois masses solaires) [ ], qui se rapprochent de la séquence principale, sont complètement convectives - le processus de convection couvre tout le corps de l'étoile. Ce sont essentiellement des protoétoiles, au centre desquelles les réactions nucléaires ne font que commencer, et tout rayonnement se produit principalement en raison de la compression gravitationnelle. Jusqu'à ce que l'équilibre hydrostatique soit établi, la luminosité de l'étoile diminue à température effective constante. Sur le diagramme de Hertzsprung-Russell, ces étoiles forment une piste presque verticale appelée piste Hayashi. A mesure que la compression ralentit, la jeune star se rapproche de la séquence principale. Les objets de ce type sont associés aux étoiles T Tauri.

A cette époque, pour les étoiles de masse supérieure à 0,8 masse solaire, le noyau devient transparent au rayonnement, et le transfert d'énergie radiative dans le noyau devient prédominant, la convection étant de plus en plus entravée par le compactage croissant de la matière stellaire. Dans les couches externes du corps de l’étoile, le transfert d’énergie convective prévaut.

On ne sait pas avec certitude quelles sont les caractéristiques des étoiles de masse inférieure au moment où elles entrent dans la séquence principale, car le temps passé par ces étoiles dans la catégorie jeune dépasse l'âge de l'Univers. ] . Toutes les idées sur l'évolution de ces étoiles reposent uniquement sur des calculs numériques et des modélisations mathématiques.

À mesure que l'étoile se contracte, la pression du gaz électronique dégénéré commence à augmenter et lorsqu'un certain rayon de l'étoile est atteint, la compression s'arrête, ce qui entraîne l'arrêt de l'augmentation supplémentaire de la température dans le noyau de l'étoile provoquée par la compression, puis à sa diminution. Cela ne se produit pas pour les étoiles de moins de 0,0767 masse solaire : libérées pendant réactions nucléaires il n'y aura jamais assez d'énergie pour équilibrer la pression interne et la compression gravitationnelle. Ces « sous-étoiles » émettent plus d’énergie que ce qui est produit lors des réactions thermonucléaires et sont classées dans la catégorie des naines brunes. Leur sort est une compression constante jusqu'à ce que la pression du gaz dégénéré l'arrête, puis un refroidissement progressif avec l'arrêt de toutes les réactions thermonucléaires commencées.

Jeunes étoiles de masse intermédiaire

Jeunes étoiles de masse intermédiaire (de 2 à 8 masses solaires) [ ] évoluent qualitativement exactement de la même manière que leurs petits frères et sœurs, à l'exception du fait qu'ils ne présentent pas de zones convectives jusqu'à la séquence principale.

Les objets de ce type sont associés à ce qu'on appelle. Étoiles Ae\Be Herbig à variables irrégulières de classe spectrale B-F0. Ils présentent également des disques et des jets bipolaires. Le taux de sortie de matière de la surface, la luminosité et la température effective sont nettement plus élevés que pour T Tauri, de sorte qu'ils chauffent et dispersent efficacement les restes du nuage protostellaire.

Jeunes étoiles d'une masse supérieure à 8 masses solaires

Les étoiles avec de telles masses ont déjà les caractéristiques des étoiles normales, puisqu'elles ont traversé toutes les étapes intermédiaires et ont pu atteindre une vitesse de réactions nucléaires telle qu'elle a compensé l'énergie perdue à cause du rayonnement tandis que la masse s'accumulait pour atteindre l'équilibre hydrostatique du noyau. Pour ces étoiles, les sorties de masse et de luminosité sont si importantes qu'elles n'arrêtent pas simplement l'effondrement gravitationnel de ceux qui ne font pas encore partie de l'étoile. espaces extérieurs nuage moléculaire, mais au contraire les disperse. Ainsi, la masse de l’étoile résultante est sensiblement inférieure à la masse du nuage protostellaire. Très probablement, cela explique l'absence dans notre galaxie d'étoiles d'une masse supérieure à environ 300 masses solaires.

Cycle de vie d'une étoile

Les étoiles existent dans une grande variété de couleurs et de tailles. Par type spectral, ils vont du bleu chaud au rouge froid, et par masse - de 0,0767 à environ 300 masses solaires, selon les dernières estimations. La luminosité et la couleur d’une étoile dépendent de sa température de surface, elle-même déterminée par sa masse. Toutes les nouvelles étoiles « prennent leur place » sur la séquence principale en fonction de leur composition chimique et de leur masse. Naturellement, nous ne parlons pas du mouvement physique de l'étoile - seulement de sa position sur le diagramme indiqué, en fonction des paramètres de l'étoile. En fait, le mouvement d'une étoile le long du diagramme correspond uniquement à un changement des paramètres de l'étoile.

La « combustion » thermonucléaire de la matière, reprise à un nouveau niveau, provoque une monstrueuse expansion de l’étoile. L'étoile « gonfle », devenant très « lâche », et sa taille augmente environ 100 fois. L'étoile devient alors une géante rouge et la phase de combustion de l'hélium dure environ plusieurs millions d'années. Presque toutes les géantes rouges sont des étoiles variables.

Dernières étapes de l'évolution stellaire

Vieilles étoiles de faible masse

À l’heure actuelle, on ne sait pas avec certitude ce qui arrive aux étoiles lumineuses une fois que l’approvisionnement en hydrogène de leur noyau est épuisé. Étant donné que l’âge de l’Univers est de 13,7 milliards d’années, ce qui n’est pas suffisant pour épuiser l’approvisionnement en hydrogène de ces étoiles, théories modernes sont basés sur une modélisation informatique des processus se produisant dans ces étoiles.

Certaines étoiles ne peuvent synthétiser de l'hélium que dans certaines zones actives, provoquant une instabilité et de forts vents stellaires. Dans ce cas, la formation d'une nébuleuse planétaire ne se produit pas et l'étoile ne fait que s'évaporer, devenant encore plus petite qu'une naine brune [ ] .

Une étoile avec une masse inférieure à 0,5 solaire n'est pas capable de convertir l'hélium même après l'arrêt des réactions impliquant l'hydrogène dans son noyau - la masse d'une telle étoile est trop petite pour fournir une nouvelle phase de compression gravitationnelle à un degré suffisant pour « s'enflammer ». hélium Ces étoiles comprennent des naines rouges, comme Proxima Centauri, dont le temps de séjour sur la séquence principale varie de dizaines de milliards à des dizaines de milliards d'années. Après l'arrêt des réactions thermonucléaires dans leurs noyaux, ceux-ci, se refroidissant progressivement, continueront à émettre faiblement dans les domaines infrarouge et micro-onde du spectre électromagnétique.

Étoiles de taille moyenne

Après avoir atteint une étoile de taille moyenne (de 0,4 à 3,4 masses solaires) [ ] de la phase géante rouge, l'hydrogène s'épuise dans son noyau et les réactions de synthèse du carbone à partir de l'hélium commencent. Ce processus se produit à plus hautes températures et donc le flux d'énergie provenant du noyau augmente et, par conséquent, les couches externes de l'étoile commencent à se dilater. Le début de la synthèse du carbone marque une nouvelle étape dans la vie d'une étoile et se poursuit pendant un certain temps. Pour une étoile de taille similaire au Soleil, ce processus peut prendre environ un milliard d’années.

Les changements dans la quantité d'énergie émise entraînent l'étoile à traverser des périodes d'instabilité, notamment des changements de taille, de température de surface et de libération d'énergie. La production d’énergie se déplace vers un rayonnement basse fréquence. Tout cela s’accompagne d’une perte de masse croissante due à de forts vents stellaires et à des pulsations intenses. Les étoiles dans cette phase sont appelées « étoiles de type tardif » (également « étoiles à la retraite »). Étoiles OH-IR ou des étoiles de type Mira, selon leurs caractéristiques exactes. Le gaz éjecté est relativement riche en éléments lourds produits à l’intérieur de l’étoile, comme l’oxygène et le carbone. Le gaz forme une coquille en expansion et se refroidit à mesure qu’il s’éloigne de l’étoile, permettant la formation de particules et de molécules de poussière. Avec fort rayonnement infrarouge L'étoile source dans de tels obus crée des conditions idéales pour l'activation des masers cosmiques.

Les réactions de combustion thermonucléaire de l'hélium sont très sensibles à la température. Cela conduit parfois à une grande instabilité. De fortes pulsations apparaissent, qui confèrent ainsi une accélération suffisante aux couches externes pour être projetées et se transformer en une nébuleuse planétaire. Au centre d'une telle nébuleuse, reste le noyau nu de l'étoile, dans lequel les réactions thermonucléaires s'arrêtent et, en refroidissant, elle se transforme en une naine blanche à l'hélium, ayant généralement une masse allant jusqu'à 0,5 à 0,6 masse solaire et un diamètre de l'ordre du diamètre de la Terre.

La grande majorité des étoiles, dont le Soleil, achèvent leur évolution en se contractant jusqu'à ce que la pression des électrons dégénérés équilibre la gravité. Dans cet état, lorsque la taille de l'étoile diminue de cent fois et que la densité devient un million de fois supérieure à la densité de l'eau, l'étoile est appelée naine blanche. Elle est privée de sources d'énergie et, en se refroidissant progressivement, devient une naine noire invisible.

Dans les étoiles plus massives que le Soleil, la pression des électrons dégénérés ne peut pas arrêter la compression supplémentaire du noyau, et les électrons commencent à être « pressés » dans les noyaux atomiques, ce qui transforme les protons en neutrons, entre lesquels il n'y a pas de forces de répulsion électrostatiques. Cette neutronisation de la matière conduit au fait que la taille de l'étoile, qui est désormais en fait un énorme noyau atomique, se mesure sur plusieurs kilomètres et que sa densité est 100 millions de fois supérieure à la densité de l'eau. Un tel objet s’appelle une étoile à neutrons ; son équilibre est maintenu par la pression de la matière neutronique dégénérée.

Étoiles supermassives

Lorsqu’une étoile d’une masse supérieure à cinq masses solaires entre dans le stade de supergéante rouge, son noyau commence à rétrécir sous l’influence de la gravité. Au fur et à mesure de la compression, la température et la densité augmentent et une nouvelle séquence de réactions thermonucléaires commence. Dans de telles réactions, des éléments de plus en plus lourds sont synthétisés : hélium, carbone, oxygène, silicium et fer, ce qui freine temporairement l'effondrement du noyau.

En conséquence, à mesure que des éléments de plus en plus lourds du tableau périodique se forment, le fer 56 est synthétisé à partir du silicium. À ce stade, une fusion thermonucléaire exothermique devient impossible, car le noyau de fer 56 présente un défaut de masse maximal et la formation de noyaux plus lourds avec libération d'énergie est impossible. Par conséquent, lorsque le noyau de fer d'une étoile atteint une certaine taille, la pression qui y règne n'est plus capable de supporter le poids des couches sus-jacentes de l'étoile, et l'effondrement immédiat du noyau se produit avec la neutronisation de sa matière.

Ce qui se passe ensuite n'est pas encore tout à fait clair, mais, dans tous les cas, les processus qui se déroulent en quelques secondes conduisent à une explosion de supernova d'une puissance incroyable.

De puissants jets de neutrinos et un champ magnétique rotatif repoussent une grande partie de la matière accumulée par l'étoile. [ ] - ce qu'on appelle les éléments de siège, y compris les éléments en fer et les éléments plus légers. La matière qui explose est bombardée par des neutrons s'échappant du noyau stellaire, les capturant et créant ainsi un ensemble d'éléments plus lourds que le fer, y compris des éléments radioactifs, jusqu'à l'uranium (et peut-être même le californium). Ainsi, les explosions de supernova expliquent la présence d'éléments plus lourds que le fer dans la matière interstellaire, mais ce n'est pas la seule manière possible leur formation, comme le démontre par exemple les étoiles au technétium.

Onde de souffle et des jets de neutrinos éloignent la matière de l'étoile mourante [ ] dans l’espace interstellaire. Par la suite, en se refroidissant et en se déplaçant dans l’espace, ce matériau de supernova peut entrer en collision avec d’autres « récupérations » cosmiques et, éventuellement, participer à la formation de nouvelles étoiles, planètes ou satellites.

Les processus se produisant lors de la formation d'une supernova sont encore à l'étude et jusqu'à présent, cette question n'est pas claire. Ce qui reste réellement de l’étoile d’origine est également discutable. Cependant, deux options sont envisagées : les étoiles à neutrons et les trous noirs.

Étoiles à neutrons

On sait que dans certaines supernovae, la forte gravité dans les profondeurs de la supergéante force les électrons à être absorbés par le noyau atomique, où ils fusionnent avec les protons pour former des neutrons. Ce processus est appelé neutronisation. Les forces électromagnétiques séparant les noyaux voisins disparaissent. Le noyau de l'étoile est désormais une boule dense de noyaux atomiques et de neutrons individuels.

Ces étoiles, connues sous le nom d'étoiles à neutrons, sont extrêmement petites - pas plus de grande ville, et ont une densité incroyablement élevée. Leur période orbitale devient extrêmement courte à mesure que la taille de l'étoile diminue (en raison de la conservation du moment cinétique). Certaines étoiles à neutrons tournent 600 fois par seconde. Pour certains d'entre eux, l'angle entre le vecteur rayonnement et l'axe de rotation peut être tel que la Terre tombe dans le cône formé par ce rayonnement ; dans ce cas, il est possible de détecter une impulsion de rayonnement se répétant à des intervalles égaux à la période orbitale de l’étoile. Ces étoiles à neutrons furent appelées « pulsars » et furent les premières étoiles à neutrons découvertes.

Trous noirs

Toutes les étoiles, après avoir traversé la phase d’explosion d’une supernova, ne deviennent pas des étoiles à neutrons. Si l'étoile a une masse suffisamment grande, alors l'effondrement d'une telle étoile se poursuivra et les neutrons eux-mêmes commenceront à tomber vers l'intérieur jusqu'à ce que son rayon devienne inférieur au rayon de Schwarzschild. L’étoile devient alors un trou noir.

L’existence des trous noirs a été prédite par la théorie de la relativité générale. Selon cette théorie,

Il est tout à fait naturel que les étoiles ne soient pas des êtres vivants, mais elles traversent également des étapes évolutives similaires à la naissance, à la vie et à la mort. Comme une personne, une étoile subit des changements radicaux tout au long de sa vie. Mais il convient de noter qu'ils vivent clairement plus longtemps - des millions, voire des milliards d'années terrestres.

Comment naissent les étoiles ? Initialement, ou plutôt après le Big Bang, la matière dans l’Univers était inégalement répartie. Les étoiles ont commencé à se former dans des nébuleuses, des nuages ​​géants de poussière et de gaz interstellaires, principalement de l'hydrogène. Cette matière est affectée par la gravité et une partie de la nébuleuse est comprimée. Ensuite, des nuages ​​​​de gaz et de poussière ronds et denses se forment - les globules de Bok. À mesure qu'un tel globule continue de se condenser, sa masse augmente en raison de l'attraction de la matière provenant de la nébuleuse. Dans la partie interne du globule, la force gravitationnelle est la plus forte et il commence à chauffer et à tourner. C'est déjà une protoétoile. Les atomes d'hydrogène commencent à se bombarder et génèrent ainsi une grande quantité d'énergie. Finalement, la température de la partie centrale atteint une température d’environ quinze millions de degrés Celsius et le noyau d’une nouvelle étoile se forme. Le nouveau-né s'enflamme, commence à brûler et à briller. La durée de cette situation dépend de la masse de la nouvelle étoile. Ce que je vous ai dit lors de notre dernière réunion. Plus la masse est grande, plus la durée de vie de l'étoile est courte.
À propos, cela dépend de la masse si une protoétoile peut devenir une étoile. Selon les calculs, pour que cet astre en contraction se transforme en étoile, sa masse doit être d'au moins 8 % de la masse du Soleil. Un globule plus petit, en se condensant, se refroidira progressivement et se transformera en un objet de transition, quelque chose entre une étoile et une planète. De tels objets sont appelés naines brunes.

La planète Jupiter, par exemple, est trop petite pour devenir une étoile. Si Jupiter était plus massif, peut-être que des réactions thermonucléaires commenceraient dans ses profondeurs et que notre système solaire serait un système à deux étoiles. Mais ce ne sont que des paroles...

C’est donc l’étape principale de la vie d’une star. La plupart Au cours de son existence, l'étoile est dans un état d'équilibre. La force de gravité a tendance à comprimer l'étoile et l'énergie libérée à la suite des réactions thermonucléaires se produisant dans l'étoile force l'étoile à se dilater. Ces deux forces créent une position d’équilibre stable – si stable que l’étoile vit ainsi pendant des millions et des milliards d’années. Cette phase de la vie d'une star assure sa place dans la séquence principale. -

Après avoir brillé pendant des millions d'années, une grande étoile, c'est-à-dire une étoile au moins six fois plus lourde que le Soleil, commence à s'éteindre. Lorsque le noyau manque d’hydrogène, l’étoile se dilate et se refroidit, devenant une supergéante rouge. Cette supergéante rétrécira ensuite jusqu'à ce qu'elle explose finalement dans une explosion brillante, monstrueuse et dramatique appelée supernova. Il convient de noter ici que les supergéantes bleues très massives contournent l’étape de transformation en supergéante rouge et explosent beaucoup plus rapidement en supernova.
Si le noyau restant de la supernova est petit, alors sa compression catastrophique (effondrement gravitationnel) commence en une étoile à neutrons très dense, et si elle est suffisamment grande, elle se comprime encore plus, formant un trou noir.

Une disparition légèrement différente étoile ordinaire. Une telle étoile vit plus longtemps et meurt d’une mort plus paisible. Le soleil, par exemple, brûlera encore cinq milliards d’années avant que son noyau ne soit à court d’hydrogène. Ses couches externes commenceront alors à se dilater et à se refroidir ; une géante rouge se forme. Sous cette forme, une étoile peut exister pendant environ 100 millions d’années sur l’hélium formé au cours de sa vie dans son noyau. Mais l'hélium brûle aussi. Pour couronner le tout, les couches externes seront emportées - elles formeront une nébuleuse planétaire et une naine blanche dense se rétrécira du noyau. Bien que la naine blanche soit assez chaude, elle finira par se refroidir, devenant une étoile morte appelée naine noire.

Les étoiles, comme les humains, peuvent être nouveau-nés, jeunes ou vieux. À chaque instant, certaines étoiles meurent et d’autres se forment. Habituellement, les plus jeunes d’entre eux ressemblent au Soleil. Elles sont au stade de formation et sont en réalité des protoétoiles. Les astronomes les appellent étoiles T-Taurus, du nom de leur prototype. En termes de propriétés - par exemple la luminosité - les protoétoiles sont variables, puisque leur existence n'est pas encore entrée dans une phase stable. Beaucoup d’entre eux sont entourés de grandes quantités de matière. De puissants courants de vent émanent des étoiles de type T.

Protostars : le début de leur cycle de vie

Si de la matière tombe à la surface d’une protoétoile, elle brûle rapidement et se transforme en chaleur. En conséquence, la température des protoétoiles augmente constamment. Lorsqu'elle s'élève si haut que des réactions nucléaires se déclenchent au centre de l'étoile, la protoétoile acquiert le statut d'étoile ordinaire. Avec le début des réactions nucléaires, l’étoile dispose d’une source d’énergie constante qui lui permet de vivre pendant longtemps. La durée du cycle de vie d'une étoile dans l'Univers dépend de sa taille d'origine. Cependant, on pense que les étoiles du diamètre du Soleil possèdent suffisamment d’énergie pour exister confortablement pendant environ 10 milliards d’années. Malgré cela, il arrive aussi que des étoiles encore plus massives ne vivent que quelques millions d’années. Cela est dû au fait qu’ils brûlent leur carburant beaucoup plus rapidement.

Étoiles de taille normale

Chacune des étoiles est un amas de gaz chaud. Dans leurs profondeurs, le processus de génération d'énergie nucléaire se produit constamment. Cependant, toutes les étoiles ne sont pas comme le Soleil. L'une des principales différences est la couleur. Les étoiles ne sont pas seulement jaunes, mais aussi bleuâtres et rougeâtres.

Luminosité et luminosité

Ils diffèrent également par des caractéristiques telles que la brillance et la luminosité. La luminosité d'une étoile observée depuis la surface de la Terre dépend non seulement de sa luminosité, mais aussi de sa distance à notre planète. Compte tenu de leur distance à la Terre, les étoiles peuvent avoir des luminosités complètement différentes. Cet indicateur va d'un dix millième de l'éclat du Soleil à une luminosité comparable à plus d'un million de Soleils.

La plupart des étoiles se situent à l’extrémité inférieure de ce spectre, étant sombres. À bien des égards, le Soleil est une étoile moyenne et typique. Cependant, par rapport aux autres, sa luminosité est bien plus grande. Un grand nombre de les étoiles sombres peuvent être observées même à l’œil nu. La raison pour laquelle la luminosité des étoiles varie est due à leur masse. La couleur, la brillance et le changement de luminosité au fil du temps sont déterminés par la quantité de substance.

Tentatives d'expliquer le cycle de vie des étoiles

Les gens tentent depuis longtemps de retracer la vie des étoiles, mais les premières tentatives des scientifiques étaient plutôt timides. La première avancée fut l'application de la loi de Lane à l'hypothèse de Helmholtz-Kelvin sur la contraction gravitationnelle. Cela a apporté une nouvelle compréhension de l'astronomie : théoriquement, la température d'une étoile devrait augmenter (son indicateur est inversement proportionnel au rayon de l'étoile) jusqu'à ce qu'une augmentation de la densité ralentisse les processus de compression. La consommation d’énergie sera alors supérieure à son revenu. À ce moment-là, l’étoile commencera à se refroidir rapidement.

Hypothèses sur la vie des étoiles

L'une des hypothèses originales sur le cycle de vie d'une étoile a été proposée par l'astronome Norman Lockyer. Il croyait que les étoiles naissaient de la matière météorique. De plus, les dispositions de son hypothèse reposaient non seulement sur celles disponibles en astronomie conclusions théoriques, mais aussi sur les données issues de l'analyse spectrale des étoiles. Lockyer était convaincu que les éléments chimiques qui participent à l'évolution des corps célestes sont constitués de particules élémentaires- « protoéléments ». Contrairement aux neutrons, protons et électrons modernes, ils n’ont pas un caractère général mais individuel. Par exemple, selon Lockyer, l’hydrogène se désintègre en ce qu’on appelle le « protohydrogène » ; le fer devient « proto-fer ». D'autres astronomes ont également tenté de décrire le cycle de vie d'une étoile, par exemple James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.

Étoiles géantes et étoiles naines

Étoiles grandes tailles sont les plus chauds et les plus brillants. Ils sont généralement d’apparence blanche ou bleuâtre. Malgré le fait qu'ils ont taille gigantesque, le combustible qu’ils contiennent brûle si rapidement qu’ils en sont privés en quelques millions d’années seulement.

Les petites étoiles, contrairement aux géantes, ne sont généralement pas aussi brillantes. Ils sont de couleur rouge et vivent assez longtemps – des milliards d’années. Mais parmi les étoiles brillantes du ciel, il y en a aussi des rouges et des oranges. Un exemple est l'étoile Aldébaran - ce qu'on appelle « l'œil du taureau », située dans la constellation du Taureau ; et aussi dans la constellation du Scorpion. Pourquoi ces étoiles cool sont-elles capables de rivaliser en luminosité avec des étoiles chaudes comme Sirius ?

Cela est dû au fait qu'ils se sont autrefois beaucoup développés et que leur diamètre a commencé à dépasser d'énormes étoiles rouges (supergéantes). L'immense superficie permet à ces étoiles d'émettre un ordre de grandeur supérieur à celui du Soleil. Ceci malgré le fait que leur température est beaucoup plus basse. Par exemple, le diamètre de Bételgeuse, située dans la constellation d’Orion, est plusieurs centaines de fois supérieur au diamètre du Soleil. Et le diamètre des étoiles rouges ordinaires n'est généralement pas un dixième de la taille du Soleil. Ces étoiles sont appelées naines. Chaque corps céleste peut passer par ces types de cycles de vie d'étoile - la même étoile à différentes étapes de sa vie peut être à la fois une géante rouge et une naine.

En règle générale, les luminaires comme le Soleil soutiennent leur existence grâce à l’hydrogène trouvé à l’intérieur. Il se transforme en hélium à l'intérieur du noyau nucléaire de l'étoile. Le soleil a une somme énorme carburant, mais même s'il n'est pas infini - au cours des cinq derniers milliards d'années, la moitié de l'approvisionnement a été épuisée.

La vie des étoiles. Cycle de vie des étoiles

Une fois que l’approvisionnement en hydrogène à l’intérieur d’une étoile est épuisé, des changements majeurs se produisent. L'hydrogène restant commence à brûler non pas à l'intérieur de son noyau, mais à la surface. Dans le même temps, la durée de vie d’une étoile est de plus en plus réduite. Pendant cette période, le cycle des étoiles, du moins la plupart d’entre elles, entre dans le stade des géantes rouges. La taille de l'étoile devient plus grande et sa température, au contraire, diminue. C’est ainsi qu’apparaissent la plupart des géantes rouges et des supergéantes. Ce processus fait partie de la séquence générale des changements se produisant dans les étoiles, que les scientifiques appellent évolution stellaire. Le cycle de vie d'une étoile comprend toutes ses étapes : en fin de compte, toutes les étoiles vieillissent et meurent, et la durée de leur existence est directement déterminée par la quantité de carburant. Les grandes stars terminent leur vie dans une explosion énorme et spectaculaire. Les plus modestes, au contraire, meurent, rétrécissant progressivement jusqu'à atteindre la taille des naines blanches. Ensuite, ils disparaissent.

Combien de temps vit-il ? étoile du milieu? Le cycle de vie d'une étoile peut durer de moins de 1,5 million d'années à 1 milliard d'années ou plus. Tout cela, comme nous l’avons dit, dépend de sa composition et de sa taille. Les étoiles comme le Soleil vivent entre 10 et 16 milliards d'années. Les étoiles très brillantes, comme Sirius, ont une vie relativement courte : seulement quelques centaines de millions d’années. Le diagramme du cycle de vie des étoiles comprend les étapes suivantes. Il s'agit d'un nuage moléculaire - effondrement gravitationnel du nuage - naissance d'une supernova - évolution d'une protoétoile - fin de la phase protostellaire. S'en suivent ensuite les étapes : début du stade jeune étoile - quarantaine - maturité - stade géante rouge - nébuleuse planétaire - stade naine blanche. Les deux dernières phases sont caractéristiques des petites étoiles.

La nature des nébuleuses planétaires

Nous avons donc brièvement examiné le cycle de vie d'une étoile. Mais en passant d'une énorme géante rouge à une naine blanche, les étoiles perdent parfois leurs couches externes, puis le noyau de l'étoile est exposé. La coquille de gaz commence à briller sous l'influence de l'énergie émise par l'étoile. Cette étape tire son nom du fait que les bulles de gaz lumineux dans cette coquille ressemblent souvent à des disques autour des planètes. Mais en réalité, ils n’ont rien à voir avec les planètes. Le cycle de vie des étoiles destiné aux enfants n’inclut peut-être pas tous les détails scientifiques. On ne peut décrire que les principales phases de l'évolution des corps célestes.

Amas d'étoiles

Les astronomes adorent explorer. Il existe une hypothèse selon laquelle tous les luminaires naissent en groupe et non individuellement. Puisque les étoiles appartenant au même amas ont des propriétés similaires, les différences entre elles sont vraies et ne sont pas dues à la distance à la Terre. Quels que soient les changements qui surviennent dans ces étoiles, ils surviennent au même moment et au même moment. conditions égales. De nombreuses connaissances peuvent être obtenues en étudiant la dépendance de leurs propriétés à la masse. Après tout, l'âge des étoiles dans les amas et leur distance à la Terre sont à peu près égales, elles ne diffèrent donc que par cet indicateur. Les clusters n'intéresseront pas seulement les astronomes professionnels - chaque amateur sera heureux de faire magnifique photo, admirez-les en exclusivité belle vue au planétarium.

Considérons brièvement les principales étapes de l'évolution stellaire.

Modification des caractéristiques physiques, structure interne et la composition chimique de l'étoile au fil du temps.

Fragmentation de la matière. .

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

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

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

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

Une fois compressé dans régions centrales La densité du nuage augmente, de sorte qu'il arrive un moment où la substance de cette partie du nuage devient opaque à son propre rayonnement. Dans les profondeurs du nuage, une condensation dense et stable apparaît, que les astronomes appellent oh.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Les jeunes étoiles de masse intermédiaire (de 2 à 8 fois la masse du Soleil) évoluent qualitativement exactement de la même façon que leurs petites sœurs, sauf qu'elles ne présentent pas de zones convectives jusqu'à la séquence principale.

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

Séquence principale

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

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

Géante rouge (supergéante).

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

r g = 2 × G × M/c 2 , (40)

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

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

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