Évolution des étoiles. L'évolution des étoiles du point de vue de la science exacte et de la théorie de la relativité

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

Comment naissent les étoiles ? Initialement, ou plutôt après le Big Bang, la matière dans l'univers était inégalement répartie. Des 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 - des globules de Bok. Au fur et à mesure qu'un tel globule s'épaissit, sa masse augmente en raison de l'attraction de la matière de la nébuleuse vers elle-même. Dans la partie interne du globule, la force gravitationnelle est la plus forte et 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 de l'ordre de quinze millions de degrés Celsius, le noyau d'une nouvelle étoile se forme. Le nouveau-né s'embrase, commence à brûler et à briller. Combien de temps cela va continuer dépend de ce qu'était la masse de l'étoile née. Ce que j'ai dit lors de notre dernière réunion. Plus la masse est grande, plus la durée de vie de l'étoile est courte.
Soit dit en passant, cela dépend de la masse si une protoétoile peut devenir une étoile. Selon les calculs, pour que ce corps céleste qui se contracte se transforme en étoile, sa masse doit être d'au moins 8% de la masse du Soleil. Un globule plus petit, se condensant, se refroidira progressivement et se transformera en un objet transitionnel, quelque chose entre une étoile et une planète. Ces objets sont appelés naines brunes.

La planète Jupiter, par exemple, est trop petite pour être une étoile. Si Jupiter était plus massif, peut-être que des réactions thermonucléaires commenceraient dans ses profondeurs, et notre système solaire serait un système étoile double. Mais tout n'est que poésie...

Donc, l'étape principale de la vie d'une star. Pendant la plus grande partie de son existence, l'étoile est dans 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, se transformant en une supergéante rouge. Cette supergéante se contractera ensuite jusqu'à ce qu'elle explose finalement dans une explosion flamboyante monstrueuse et dramatique connue sous le nom de 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 de supernova restant est petit, alors sa contraction catastrophique (effondrement gravitationnel) en une étoile à neutrons très dense commence, et s'il est assez grand, il se contractera encore plus, formant un trou noir.

Une mort un peu 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 l'hydrogène de son noyau ne s'épuise. Ses couches externes vont alors se dilater et se refroidir ; une géante rouge se forme. Sous cette forme, une étoile peut exister environ 100 millions d'années sur l'hélium formé au cours de sa vie dans son cœur. Mais l'hélium brûle aussi. Pour couronner le tout, les couches externes seront soufflées - elles forment une nébuleuse planétaire et une naine blanche dense se rétrécira du noyau. Bien que la naine blanche soit suffisamment chaude, elle finira par se refroidir et se transformera en une étoile morte, appelée naine noire.

Première partie ASPECT ASTRONOMIQUE DU PROBLEME

Riz. 12. Globules dans une nébuleuse de diffusion

Lorsqu'une protoétoile est comprimée, sa température s'élève et une partie importante de l'énergie libérée énergie potentielle rayonné dans l'espace environnant. Puisque les dimensions de la sphère de gaz qui se contracte sont très grandes, le rayonnement d'une unité de sa surface sera négligeable. Étant donné que le flux de rayonnement d'une surface unitaire est proportionnel à la quatrième puissance de température (loi de Stefan-Boltzmann), la température des couches superficielles de l'étoile est relativement faible, tandis que sa luminosité est presque la même que celle d'une étoile ordinaire avec la même masse. Par conséquent, sur le diagramme "spectre - luminosité", ces étoiles seront situées à droite de la séquence principale, c'est-à-dire qu'elles tomberont dans la région des géantes rouges ou des naines rouges, selon les valeurs de leurs masses initiales. À l'avenir, la protoétoile continue de rétrécir. Ses dimensions deviennent plus petites et la température de surface augmente, à la suite de quoi le spectre devient de plus en plus "précoce". Ainsi, en se déplaçant le long du diagramme "spectre - luminosité", la protoétoile "s'assied" assez rapidement sur la séquence principale. Pendant cette période, la température de l'intérieur stellaire est déjà suffisante pour que des réactions thermonucléaires s'y déclenchent. Dans le même temps, la pression du gaz à l'intérieur de la future étoile équilibre l'attraction et la boule de gaz cesse de rétrécir. La protoétoile devient une étoile. Il faut relativement peu de temps aux protoétoiles pour passer par cette étape très précoce de leur évolution. Si, par exemple, la masse de la protoétoile est supérieure à la masse solaire, il ne faut que quelques millions d'années, sinon plusieurs centaines de millions d'années. Le temps d'évolution des protoétoiles étant relativement court, il est difficile de détecter cette première phase du développement d'une étoile. Néanmoins, des étoiles à ce stade, apparemment, sont observées. Nous voulons dire très étoiles intéressantes Taureau de type T, généralement immergé dans des nébuleuses sombres. En 1966, de manière tout à fait inattendue, il devint possible d'observer des protoétoiles aux premiers stades de leur évolution. Nous avons déjà mentionné dans le troisième chapitre de ce livre la découverte par la radioastronomie d'un certain nombre de molécules dans le milieu interstellaire, principalement l'hydroxyle OH et la vapeur d'eau H2O. Grande fut la surprise des radioastronomes lorsqu'en sondant le ciel à une longueur d'onde de 18 cm, correspondant à la ligne radio OH, des sources lumineuses extrêmement compactes (c'est-à-dire ayant de petites dimensions angulaires) furent découvertes. C'était si inattendu qu'au début, ils ont même refusé de croire que des lignes radio aussi brillantes puissent appartenir à une molécule d'hydroxyle. On a émis l'hypothèse que ces lignées appartenaient à une substance inconnue, à laquelle on a immédiatement donné le nom "approprié" de "mysterium". Cependant, "mysterium" a très vite partagé le sort de ses "frères" optiques - "nebulium" et "coronia". Le fait est que pendant de nombreuses décennies, les raies lumineuses des nébuleuses et de la couronne solaire n'ont pu être identifiées à aucune raie spectrale connue. Par conséquent, ils ont été attribués à certains éléments hypothétiques inconnus sur terre - "nébulium" et "coronia". Ne sourions pas avec condescendance de l'ignorance des astronomes du début de notre siècle : après tout, il n'y avait pas alors de théorie de l'atome ! Le développement de la physique n'a pas laissé en système périodique Places de Mendeleev pour les "célestes" exotiques: en 1927, le "nébulium" a été démystifié, dont les lignes ont été identifiées avec une fiabilité totale avec les lignes "interdites" d'oxygène et d'azote ionisés, et en 1939 -1941. il a été démontré de manière convaincante que les mystérieuses raies "coronium" appartiennent à la multiplication des atomes ionisés de fer, de nickel et de calcium. S'il a fallu des décennies pour «démystifier» «nébulium» et «codonium», quelques semaines après la découverte, il est devenu clair que les lignées de «mysterium» appartiennent à l'hydroxyle ordinaire, mais uniquement dans des conditions inhabituelles. D'autres observations, tout d'abord, ont révélé que les sources du "mysterium" ont des dimensions angulaires extrêmement petites. Cela a été montré avec l'aide du tout nouveau, très méthode efficace une étude appelée "interférométrie radio à très longue base". L'essentiel de la méthode est réduit à des observations simultanées de sources sur deux radiotélescopes séparés l'un de l'autre par une distance de plusieurs milliers de km. Il s'avère que la résolution angulaire dans ce cas est déterminée par le rapport de la longueur d'onde à la distance entre les radiotélescopes. Dans notre cas, cette valeur peut être ~3x10 -8 rad soit quelques millièmes de seconde d'arc ! Notez qu'en astronomie optique une telle résolution angulaire est encore totalement inaccessible. De telles observations ont montré qu'il existe au moins trois classes de sources "mysterium". Nous nous intéresserons ici aux sources de classe 1. Tous sont situés à l'intérieur de nébuleuses ionisées gazeuses, par exemple dans la célèbre nébuleuse d'Orion. Comme déjà mentionné, leurs tailles sont extrêmement petites, plusieurs milliers de fois petites tailles nébuleuses. Ce qui est le plus intéressant, c'est qu'ils ont une structure spatiale complexe. Considérons, par exemple, une source située dans une nébuleuse appelée W3.

Riz. 13. Profils des quatre composants de la lignée hydroxyle

Sur la fig. La figure 13 montre le profil de la raie OH émise par cette source. Comme vous pouvez le voir, il se compose d'un grand nombre de lignes lumineuses étroites. Chaque ligne correspond à une certaine vitesse de déplacement le long de la ligne de visée du nuage émettant cette ligne. La valeur de cette vitesse est déterminée par l'effet Doppler. La différence de vitesses (le long de la ligne de visée) entre différents nuages ​​atteint ~10 km/s. Les observations interférométriques mentionnées ci-dessus ont montré que les nuages ​​émettant chaque raie ne coïncident pas spatialement. L'image est la suivante : à l'intérieur d'une région d'environ 1,5 seconde, les arcs se déplacent avec différentes vitesses environ 10 nuages ​​compacts. Chaque nuage émet une ligne spécifique (par fréquence). Les dimensions angulaires des nuages ​​sont très petites, de l'ordre de quelques millièmes de seconde d'arc. Puisque la distance à la nébuleuse W3 est connue (environ 2000 pc), les dimensions angulaires peuvent facilement être converties en dimensions linéaires. Il s'avère que les dimensions linéaires de la région dans laquelle les nuages ​​se déplacent sont de l'ordre de 10 -2 pc, et les dimensions de chaque nuage ne sont qu'un ordre de grandeur supérieur à la distance de la Terre au Soleil. Des questions se posent : quels sont ces nuages ​​et pourquoi rayonnent-ils si fortement dans les lignes radio hydroxyles ? La deuxième question a reçu une réponse assez rapide. Il s'est avéré que le mécanisme d'émission est assez similaire à celui observé dans les masers et lasers de laboratoire. Ainsi, les sources du "mysterium" sont de gigantesques masers cosmiques naturels fonctionnant sur une onde de la raie hydroxyle, dont la longueur est de 18 cm. . Comme on le sait, l'amplification du rayonnement dans les lignes due à cet effet est possible lorsque le milieu dans lequel le rayonnement se propage est "activé" d'une manière ou d'une autre. Cela signifie qu'une source d'énergie "extérieure" (le soi-disant "pompage") rend la concentration d'atomes ou de molécules au niveau initial (supérieur) anormalement élevée. Un maser ou un laser n'est pas possible sans une "pompe" permanente. La question de la nature du mécanisme de "pompage" des masers cosmiques n'a pas encore été définitivement résolue. Cependant, un rayonnement infrarouge assez puissant est le plus susceptible d'être utilisé comme "pompage". Un autre mécanisme de "pompage" possible peut être une réaction chimique. Il vaut la peine d'interrompre notre histoire sur les masers cosmiques afin de considérer les phénomènes étonnants que les astronomes rencontrent dans l'espace. L'une des plus grandes inventions techniques de notre époque turbulente, qui joue un rôle important dans la révolution scientifique et technologique que nous vivons actuellement, est facilement mise en œuvre dans vivo Et en plus - à grande échelle! Le flux d'émission radio de certains masers cosmiques est si important qu'il aurait pu être détecté même au niveau technique de la radioastronomie il y a 35 ans, c'est-à-dire avant même l'invention des masers et des lasers ! Pour ce faire, il fallait "seulement" connaître la longueur d'onde exacte de la liaison radio OH et s'intéresser au problème. Soit dit en passant, ce n'est pas le premier cas où les problèmes scientifiques et techniques les plus importants auxquels l'humanité est confrontée sont réalisés dans des conditions naturelles. Les réactions thermonucléaires soutenant le rayonnement du Soleil et des étoiles (voir ci-dessous) ont stimulé le développement et la mise en œuvre de projets d'obtention de "combustible" nucléaire sur Terre, qui devraient résoudre tous nos problèmes énergétiques à l'avenir. Hélas, nous sommes encore loin d'avoir résolu cette tâche des plus importantes, que la nature a résolue "facilement". Il y a un siècle et demi, Fresnel, le fondateur de la théorie ondulatoire de la lumière, remarquait (à une autre occasion, bien sûr) : « La nature se moque de nos difficultés. Comme vous pouvez le voir, la remarque de Fresnel est encore plus vraie aujourd'hui. Revenons cependant aux masers cosmiques. Bien que le mécanisme de "pompage" de ces masers ne soit pas encore tout à fait clair, on peut toujours se faire une idée approximative de conditions physiques dans les nuages ​​émettant une raie de 18 cm par le mécanisme du maser.Tout d'abord, il s'avère que ces nuages ​​sont assez denses : il y a au moins 10 8 -10 9 particules dans un centimètre cube, et un nombre important (et peut-être même grand ) une partie d'entre eux sont des molécules. Il est peu probable que la température dépasse deux mille Kelvin, très probablement environ 1000 Kelvin. Ces propriétés diffèrent fortement de celles des nuages ​​de gaz interstellaire, même les plus denses. Compte tenu de la taille encore relativement petite des nuages, on en vient involontairement à la conclusion qu'ils ressemblent plutôt aux atmosphères étendues et plutôt froides des étoiles supergéantes. Il est fort probable que ces nuages ​​ne soient que stade précoce développement de protoétoiles, immédiatement après leur condensation à partir du milieu interstellaire. D'autres faits plaident en faveur de cette affirmation (que l'auteur de ce livre a faite en 1966). Dans les nébuleuses où l'on observe des masers cosmiques, de jeunes étoiles chaudes sont visibles (voir ci-dessous). Par conséquent, le processus de formation d'étoiles s'y est récemment terminé et, très probablement, se poursuit à l'heure actuelle. La chose la plus curieuse est peut-être que, comme le montrent les observations radioastronomiques, les masers spatiaux de ce type sont, pour ainsi dire, "immergés" dans de petits nuages ​​très denses d'hydrogène ionisé. Ces nuages ​​contiennent beaucoup de poussière cosmique, ce qui les rend inobservables dans le domaine optique. De tels "cocons" sont ionisés par une jeune étoile chaude à l'intérieur d'eux. Dans l'étude des processus de formation des étoiles, l'astronomie infrarouge s'est avérée très utile. En effet, pour les rayons infrarouges, l'absorption interstellaire de la lumière n'est pas si importante. On peut maintenant imaginer le tableau suivant : à partir d'un nuage du milieu interstellaire, par sa condensation, plusieurs caillots de masses différentes se forment, évoluant en protoétoiles. La vitesse d'évolution est différente : pour les touffes plus massives, elle sera plus élevée (voir tableau 2 ci-dessous). Par conséquent, le groupe le plus massif se transformera en étoile chaude en premier, tandis que le reste s'attardera plus ou moins longtemps au stade de protoétoile. Nous les observons comme des sources de rayonnement maser à proximité immédiate d'une étoile chaude "nouveau-née", qui ionise l'hydrogène "cocon" qui ne s'est pas condensé en amas. Bien sûr, ce schéma approximatif sera affiné à l'avenir et, bien sûr, des modifications importantes y seront apportées. Mais le fait demeure: il s'est avéré de manière inattendue que pendant un certain temps (probablement un temps relativement court), les protoétoiles nouveau-nées, au sens figuré, "crient" à propos de leur naissance, en utilisant les dernières méthodes de radiophysique quantique (c'est-à-dire les masers) ... Après 2 ans après la découverte des masers hydroxyles cosmiques (raie 18 cm) - il a été constaté que les mêmes sources émettent simultanément (également par un mécanisme de maser) une raie de vapeur d'eau dont la longueur d'onde est de 1,35 cm. L'intensité de la " " maser est encore plus grand que celui de " l'hydroxyle ". Les nuages ​​émettant la raie H2O, bien que situés dans le même petit volume que les nuages ​​"hydroxyles", se déplacent à des vitesses différentes et sont beaucoup plus compacts. Il n'est pas exclu que d'autres lignées de maser* soient découvertes dans un futur proche. Ainsi, de manière tout à fait inattendue, la radioastronomie s'est transformée problème classique formation d'étoiles dans la branche de l'astronomie d'observation ** . Une fois sur la séquence principale et cessant de rétrécir, l'étoile rayonne longtemps pratiquement sans changer de position sur le diagramme "spectre - luminosité". Son rayonnement est soutenu par des réactions thermonucléaires se produisant dans les régions centrales. Ainsi, la séquence principale est en quelque sorte le lieu des points du diagramme "spectre - luminosité", où une étoile (selon sa masse) peut rayonner longtemps et régulièrement du fait de réactions thermonucléaires. La position d'une étoile sur la séquence principale est déterminée par sa masse. Il convient de noter qu'il existe un autre paramètre qui détermine la position d'une étoile rayonnante à l'équilibre sur le diagramme "spectre-luminosité". Ce paramètre est la composition chimique initiale de l'étoile. Si l'abondance relative des éléments lourds diminue, l'étoile "tombera" dans le schéma ci-dessous. C'est cette circonstance qui explique la présence d'une séquence de sous-nains. Comme mentionné ci-dessus, l'abondance relative des éléments lourds dans ces étoiles est dix fois moindre que dans les étoiles de la séquence principale. Le temps de séjour d'une étoile sur la séquence principale est déterminé par sa masse initiale. Si la masse est importante, le rayonnement de l'étoile a une puissance énorme et il consomme rapidement ses réserves de "carburant" d'hydrogène. Par exemple, les étoiles de la séquence principale dont la masse est plusieurs dizaines de fois supérieure à la masse solaire (ce sont des géantes bleues chaudes de type spectral O) peuvent rayonner régulièrement tout en étant sur cette séquence pendant quelques millions d'années seulement, tandis que les étoiles de masse proche du solaire, sont sur la séquence principale 10-15 milliards d'années. Tableau ci-dessous. 2, qui donne la durée calculée de la contraction gravitationnelle et du séjour sur la séquence principale pour des étoiles de types spectraux différents. Le même tableau montre les masses, les rayons et les luminosités des étoiles en unités solaires.

Tableau 2

Riz. 14. Traces évolutives d'étoiles de masses différentes sur le diagramme "luminosité-température"

Riz. 15. Diagramme de Hertzsprung-Russell pour l'amas d'étoiles NGC 2254

Riz. 16. Diagramme de Hertzsprung-Russell pour l'amas globulaire M 3. Sur l'axe vertical - magnitude relative

Le diagramme correspondant montre clairement toute la séquence principale, y compris sa partie supérieure gauche, où se trouvent les étoiles massives chaudes (indicateur de couleur - 0,2 correspond à une température de 20 000 K, c'est-à-dire un spectre de classe B). L'amas globulaire M 3 est un "ancien" objet. On voit clairement qu'il n'y a presque pas d'étoiles dans la partie supérieure de la séquence principale du diagramme construit pour cet amas. En revanche, la branche des géantes rouges de M 3 est très riche, alors que NGC 2254 possède très peu de géantes rouges. C'est compréhensible : dans l'ancien amas M 3, un grand nombre d'étoiles ont déjà « dévié » de la séquence principale, alors que dans le jeune amas NGC 2254 cela ne s'est produit qu'avec un petit nombre d'étoiles relativement massives et évoluant rapidement. Il est à noter que la branche géante pour M 3 monte assez fortement, tandis que pour NGC 2254, elle est presque horizontale. Du point de vue de la théorie, cela peut s'expliquer par une abondance significativement plus faible d'éléments lourds dans M3. En effet, dans les étoiles des amas globulaires (ainsi que dans d'autres étoiles qui se concentrent moins vers le plan galactique comme vers le centre galactique), l'abondance relative des éléments lourds est insignifiante. Sur le diagramme "indice de couleur - luminosité" pour M 3, une autre branche presque horizontale est visible. Il n'y a pas de branche similaire dans le diagramme construit pour NGC 2254. La théorie explique l'émergence de cette branche comme suit. Après que la température du noyau d'hélium dense et rétrécissant d'une étoile - une géante rouge - atteigne 100 à 150 millions de K, une nouvelle réaction nucléaire commencera là-bas. Cette réaction consiste en la formation d'un noyau de carbone à partir de trois noyaux d'hélium. Dès que cette réaction commence, la contraction du noyau s'arrête. Par la suite, les couches superficielles

les étoiles augmentent leur température et l'étoile du diagramme "spectre-luminosité" se déplacera vers la gauche. C'est à partir de telles étoiles que se forme la troisième branche horizontale du diagramme pour M 3.

Riz. 17. Diagramme récapitulatif Hertzsprung-Russell pour 11 amas d'étoiles

Sur la fig. La figure 17 montre schématiquement un diagramme sommaire couleur-luminosité pour 11 amas, dont deux (M 3 et M 92) sont globulaires. On voit clairement comment les séquences principales "plient" vers la droite et vers le haut dans différents clusters en plein accord avec les concepts théoriques qui ont déjà été discutés. De la fig. 17, on peut immédiatement déterminer quels clusters sont jeunes et lesquels sont vieux. Par exemple, le groupe "double" X et h Persée est jeune. Il a "sauvé" une partie importante de la séquence principale. L'amas M 41 est plus ancien, l'amas des Hyades est encore plus ancien, et l'amas M 67 est très ancien, dont le diagramme "couleur - luminosité" est très similaire au diagramme similaire des amas globulaires M 3 et M 92. Seuls les branche géante des amas globulaires est plus élevée en accord avec les différences de composition chimique, qui ont été mentionnés précédemment. Ainsi, les données d'observation confirment et étayent pleinement les conclusions de la théorie. Il semblerait difficile de s'attendre à une vérification observationnelle de la théorie des processus dans les intérieurs stellaires, qui nous sont cachés par une énorme épaisseur de matière stellaire. Et pourtant la théorie est ici constamment contrôlée par la pratique des observations astronomiques. Il est à noter que l'établissement d'un grand nombre de diagrammes "couleur - luminosité" a nécessité un gros travail de la part des astronomes-observateurs et une amélioration radicale des méthodes d'observation. D'autre part, les progrès de la théorie structure interne et l'évolution des étoiles n'aurait pas été possible sans la technologie informatique moderne basée sur l'utilisation de machines à calculer électroniques à grande vitesse. Un service inestimable à la théorie a également été rendu par la recherche dans le domaine de la physique nucléaire, qui a permis d'obtenir des caractéristiques quantitatives de ces réactions nucléaires qui se produisent à l'intérieur des étoiles. On peut dire sans exagération que le développement de la théorie de la structure et de l'évolution des étoiles est l'une des plus grandes réalisations de l'astronomie de la seconde moitié du XXe siècle. Le développement de la physique moderne ouvre la possibilité d'une vérification observationnelle directe de la théorie de la structure interne des étoiles, et en particulier du Soleil. On parle de la possibilité de détecter un puissant flux de neutrinos, que le Soleil devrait émettre si des réactions nucléaires se produisaient dans ses profondeurs. Il est bien connu que les neutrinos interagissent extrêmement faiblement avec les autres particules élémentaires. Ainsi, par exemple, un neutrino peut traverser presque sans absorption toute l'épaisseur du Soleil, tandis que les rayons X ne peuvent traverser sans absorption que quelques millimètres de la substance de l'intérieur solaire. Si nous imaginons qu'un puissant faisceau de neutrinos traverse le Soleil avec l'énergie de chaque particule dans

Les stars, comme les gens, peuvent être nouveau-nées, jeunes, vieilles. A chaque instant, des étoiles meurent et d'autres se forment. Habituellement, les plus jeunes d'entre eux ressemblent au Soleil. Ils sont au stade de la formation et représentent en fait des protoétoiles. Les astronomes les appellent les étoiles T-Taurus, du nom de leur prototype. Par leurs propriétés - par exemple, la luminosité - les protoétoiles sont variables, car leur existence n'est pas encore entrée dans une phase stable. Autour de beaucoup d'entre eux se trouve une grande quantité de matière. De puissants courants de vent émanent des étoiles de type T.

Protostars : le début du 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 au point que des réactions nucléaires se déclenchent au centre de l'étoile, la protoétoile acquiert le statut d'une protoétoile ordinaire. Avec le début des réactions nucléaires, une étoile dispose d'une source d'énergie constante qui soutient son activité vitale pendant longtemps. Combien de temps sera-t-il cycle de la vieétoiles dans l'univers dépend de sa taille d'origine. Cependant, on pense que les étoiles ayant le diamètre du Soleil ont 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.

Etoiles de taille normale

Chacune des étoiles est un tas de gaz chaud. Dans leurs profondeurs, le processus de production d'énergie nucléaire se poursuit en permanence. 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, rougeâtres.

Luminosité et luminosité

Ils diffèrent également par des caractéristiques telles que la brillance, la luminosité. La luminosité d'une étoile observée depuis la surface de la Terre dépend non seulement de sa luminosité, mais aussi de la distance à notre planète. Compte tenu de la distance à la Terre, les étoiles peuvent avoir une luminosité complètement différente. 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 sont dans le segment inférieur de ce spectre, étant faibles. À bien des égards, le Soleil est une étoile moyenne et typique. Cependant, comparé à d'autres, il a une luminosité beaucoup plus grande. Un grand nombre de les étoiles sombres peuvent être observées même à l'œil nu. La différence de luminosité des étoiles 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'explication du cycle de vie des étoiles

Les gens ont longtemps essayé de retracer la vie des étoiles, mais les premières tentatives des scientifiques étaient plutôt timides. La première avancée a été l'application de la loi de Lane à l'hypothèse Helmholtz-Kelvin de la contraction gravitationnelle. Cela a amené une nouvelle compréhension de l'astronomie : théoriquement, la température d'une étoile devrait augmenter (sa valeur est inversement proportionnelle au rayon de l'étoile) jusqu'à ce que l'augmentation de la densité ralentisse les processus de contraction. Alors la consommation d'énergie sera supérieure à son revenu. À ce stade, 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 naissent de la matière météorique. Dans le même temps, les dispositions de son hypothèse reposaient non seulement sur les conclusions théoriques disponibles en astronomie, mais aussi sur les données de l'analyse spectrale des étoiles. Lockyer était convaincu que éléments chimiques, qui participent à l'évolution des corps célestes, consistent en 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 décompose 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.

Etoiles géantes et naines

Étoiles grandes tailles sont les plus chauds et les plus brillants. Ils sont généralement blancs ou bleutés. Malgré le fait qu'ils aient taille géante, le carburant qu'ils contiennent s'épuise si rapidement qu'ils le perdent en quelques millions d'années seulement.

Les petites étoiles, contrairement aux géantes, ne sont généralement pas aussi brillantes. Ils ont une couleur rouge, vivent assez longtemps - des milliards d'années. Mais parmi les étoiles les plus brillantes du ciel, il y en a aussi des rouges et des oranges. Un exemple est l'étoile Aldebaran - le soi-disant "oeil de boeuf", situé dans la constellation du Taureau; ainsi que dans la constellation du Scorpion. Pourquoi ces étoiles froides sont-elles capables de rivaliser en luminosité avec des étoiles chaudes comme Sirius ?

Cela est dû au fait qu'une fois qu'ils se sont beaucoup développés, et dans leur diamètre, ils ont commencé à dépasser les énormes étoiles rouges (supergéantes). L'immense zone permet à ces étoiles de rayonner un ordre de grandeur plus d'énergie que le Soleil. Et cela malgré le fait que leur température est beaucoup plus basse. Par exemple, le diamètre de Bételgeuse, situé dans la constellation d'Orion, est plusieurs centaines de fois plus grand que le diamètre du Soleil. Et le diamètre des étoiles rouges ordinaires ne représente généralement même pas un dixième de la taille du Soleil. Ces étoiles sont appelées naines. Chaque corps céleste peut passer par ces types de cycle de vie des étoiles - la même étoile à différents segments 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 à l'intérieur. Il se transforme en hélium à l'intérieur du noyau nucléaire de l'étoile. Le soleil dispose énorme quantité carburant, mais même s'il n'est pas infini - au cours des cinq derniers milliards d'années, la moitié de la réserve a été épuisée.

Durée de vie des étoiles. Cycle de vie des étoiles

Une fois les réserves d'hydrogène à l'intérieur de l'étoile épuisées, de sérieux changements surviennent. L'hydrogène restant commence à brûler non pas à l'intérieur de son noyau, mais à la surface. Dans ce cas, la durée de vie de l'étoile diminue de plus en plus. Le cycle des étoiles, du moins la plupart d'entre elles, dans ce segment passe au stade d'une géante rouge. La taille de l'étoile devient plus grande et sa température, au contraire, devient plus petite. C'est ainsi que la plupart des géantes rouges, ainsi que des supergéantes, apparaissent. Ce processus fait partie de la séquence globale des changements qui se produisent avec les étoiles, que les scientifiques ont appelée l'évolution des étoiles. Le cycle de vie d'une étoile comprend toutes ses étapes : au final, toutes les étoiles vieillissent et meurent, et la durée de leur existence est directement déterminée par la quantité de carburant. Les grandes étoiles terminent leur vie par une énorme et spectaculaire explosion. Les plus modestes, au contraire, meurent, rétrécissant progressivement à la taille de naines blanches. Ensuite, ils disparaissent tout simplement.

Combien de temps cela vit 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 on l'a dit, dépend de sa composition et de sa taille. Les étoiles comme le Soleil vivent entre 10 et 16 milliards d'années. Très étoiles brillantes, comme Sirius, vivent relativement peu de temps - seulement quelques centaines de millions d'années. Le diagramme du cycle de vie d'une étoile comprend les étapes suivantes. Il s'agit d'un nuage moléculaire - l'effondrement gravitationnel du nuage - la naissance d'une supernova - l'évolution d'une protoétoile - la fin de la phase protostellaire. Puis les étapes se succèdent : le début du stade d'une jeune étoile - le milieu de la vie - la maturité - le stade d'une géante rouge - une nébuleuse planétaire - le stade d'une naine blanche. Les deux dernières phases sont caractéristiques des petites étoiles.

La nature des nébuleuses planétaires

Ainsi, nous avons brièvement considéré le cycle de vie d'une étoile. Mais qu'est-ce que c'est Passant d'une énorme géante rouge à une naine blanche, les étoiles perdent parfois leurs couches externes, puis le noyau de l'étoile devient nu. L'enveloppe 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 lumineuses dans cette coquille ressemblent souvent à des disques autour des planètes. Mais en fait, ils n'ont rien à voir avec les planètes. Le cycle de vie des étoiles pour les enfants peut ne pas inclure tous les détails scientifiques. On ne peut que décrire les principales phases de l'évolution des corps célestes.

amas d'étoiles

Les astronomes aiment beaucoup explorer, il existe une hypothèse selon laquelle tous les luminaires naissent précisément en groupes, et non un par un. Étant donné que les étoiles appartenant au même amas ont des propriétés similaires, les différences entre elles sont vraies et non dues à la distance à la Terre. Quels que soient les changements apportés par ces étoiles, ils commencent en même temps et au même moment. conditions égales. Surtout beaucoup de connaissances peuvent être obtenues en étudiant la dépendance de leurs propriétés sur la masse. Après tout, l'âge des étoiles dans les amas et leur distance par rapport à la Terre sont à peu près égaux, ils ne diffèrent donc que par cet indicateur. Les grappes intéresseront non seulement les astronomes professionnels - chaque amateur sera heureux de faire magnifique photo, admirez-les en exclusivité belle vue dans le planétarium.

La naissance d'étoiles et de galaxies entières se produit en permanence, ainsi que leur mort. La disparition d'une étoile compense l'apparition d'une autre, il nous semble donc que les mêmes étoiles sont constamment dans le ciel.

Les étoiles doivent leur naissance au processus de compression du nuage interstellaire, qui est affecté par une forte baisse de la pression des gaz. En fonction de la masse du gaz comprimé, le nombre d'étoiles nées change: s'il est petit, alors un luminaire est né, s'il est grand, alors la formation d'un amas entier est possible.

Les étapes de l'émergence d'une étoile

Ici, il est nécessaire de distinguer deux étapes principales - la contraction rapide du protostar et la lente. Dans le premier cas poinçonner est la gravité : la matière d'une protoétoile fait pratiquement chute libreà son centre. A ce stade, la température du gaz reste inchangée, sa durée est d'environ 100 000 ans et pendant ce temps, la taille de la protoétoile est réduite de manière très significative.

Et si au premier stade l'excès de chaleur partait constamment, alors la protoétoile devient plus dense. L'évacuation de la chaleur n'est plus aussi élevée, le gaz continue de se comprimer et de chauffer rapidement. La lente contraction de la protoétoile dure encore plus longtemps - plus de dix millions d'années. En atteignant une température ultra-élevée (plus d'un million de degrés), les réactions thermonucléaires font des ravages, conduisant à l'arrêt de la compression. Après quoi il se forme nouvelle étoile d'une protoétoile.

Cycle de vie d'une étoile

Les étoiles sont comme un organisme vivant : elles naissent, atteignent leur apogée de développement, puis meurent. Des changements majeurs commencent lorsque l'hydrogène vient à manquer dans la partie centrale de l'étoile. Il commence à brûler déjà dans la coquille, augmentant progressivement sa taille, et l'étoile peut se transformer en géante rouge ou même en supergéante.

Toutes les étoiles ont un cycle de vie complètement différent, tout dépend de la masse. Ceux qui ont gros poids, vivent plus longtemps et finissent par exploser. Notre soleil n'appartient pas aux étoiles massives, par conséquent, les corps célestes de ce type attendent l'autre extrémité: ils s'estompent progressivement, se transforment en une structure dense appelée naine blanche.

géant rouge

Les étoiles qui ont épuisé leur réserve d'hydrogène peuvent acquérir des tailles colossales. Ces luminaires sont appelés géants rouges. Leur particularité, outre la taille, est une atmosphère étendue et très basse température surfaces. Des études ont montré que toutes les étoiles ne passent pas par ce stade de développement. Seuls les luminaires à masse solide deviennent des géantes rouges.

Plus représentants éminents- Arcturus et Antar, dont les couches visibles ont relativement haute température, et la coquille raréfiée a une extension solide. À l'intérieur des corps, un processus d'allumage de l'hélium se produit, caractérisé par l'absence de fortes fluctuations de luminosité.

nain blanc

Les étoiles de petite taille et de petite masse se transforment en une naine blanche. Leur densité est extrêmement élevée (environ un million de fois supérieure à la densité de l'eau), grâce à quoi la substance de l'étoile passe dans un état appelé "gaz dégénéré". Aucune réaction thermonucléaire n'est observée à l'intérieur d'une naine blanche, et seul le fait de se refroidir lui donne de la lumière. La taille d'une étoile dans cet état est extrêmement petite. Par exemple, de nombreuses naines blanches sont de taille similaire à la Terre.

Comme tout corps dans la nature, les étoiles ne peuvent pas non plus rester inchangées. Ils naissent, se développent et finalement « meurent ». L'évolution des étoiles prend des milliards d'années, mais il y a des différends sur le moment de leur formation. Auparavant, les astronomes pensaient que le processus de leur "naissance" à partir de la poussière d'étoiles nécessitait des millions d'années, mais il n'y a pas si longtemps, des photographies d'une région du ciel de la Grande Nébuleuse d'Orion ont été obtenues. En quelques années, il y a eu un petit

Dans les photographies de 1947, un petit groupe d'objets ressemblant à des étoiles a été enregistré à cet endroit. En 1954, certains d'entre eux étaient déjà devenus oblongs, et après cinq autres années, ces objets se sont séparés en objets séparés. Ainsi, pour la première fois, le processus de naissance des étoiles s'est déroulé littéralement devant les astronomes.

Examinons de plus près comment se déroulent la structure et l'évolution des étoiles, comment elles commencent et terminent leur vie sans fin, selon les normes humaines.

Traditionnellement, les scientifiques supposent que les étoiles se forment à la suite de la condensation des nuages ​​d'un environnement gaz-poussière. Sous l'action des forces gravitationnelles, une boule de gaz opaque se forme à partir des nuages ​​formés, de structure dense. Sa pression interne ne peut pas équilibrer les forces gravitationnelles qui la compriment. Peu à peu, la boule se rétrécit tellement que la température de l'intérieur stellaire augmente, et la pression des gaz chauds à l'intérieur de la boule équilibre les forces extérieures. Après cela, la compression s'arrête. La durée de ce processus dépend de la masse de l'étoile et varie généralement de deux à plusieurs centaines de millions d'années.

La structure des étoiles implique une température très élevée dans leurs profondeurs, ce qui contribue à des processus thermonucléaires continus (l'hydrogène qui les forme se transforme en hélium). Ce sont ces processus qui sont à l'origine du rayonnement intense des étoiles. Le temps pendant lequel ils consomment la réserve d'hydrogène disponible est déterminé par leur masse. La durée du rayonnement en dépend également.

Lorsque les réserves d'hydrogène sont épuisées, l'évolution des étoiles se rapproche du stade de formation. Après l'arrêt de la libération d'énergie, les forces gravitationnelles commencent à comprimer le noyau. Dans ce cas, l'étoile augmente considérablement de taille. La luminosité augmente également au fur et à mesure que le processus se poursuit, mais seulement dans une couche mince à la limite du cœur.

Ce processus s'accompagne d'une augmentation de la température du noyau d'hélium qui se rétrécit et de la transformation des noyaux d'hélium en noyaux de carbone.

Notre Soleil devrait devenir une géante rouge dans huit milliards d'années. Dans le même temps, son rayon augmentera de plusieurs dizaines de fois et la luminosité augmentera des centaines de fois par rapport aux indicateurs actuels.

La durée de vie d'une étoile, comme déjà noté, dépend de sa masse. Les objets dont la masse est inférieure à celle du soleil "dépensent" leurs réserves très économiquement, de sorte qu'ils peuvent briller pendant des dizaines de milliards d'années.

L'évolution des étoiles s'achève avec la formation, c'est-à-dire celles dont la masse est proche de la masse du Soleil, c'est-à-dire n'en dépasse pas 1,2.

étoiles géantes, en règle générale, épuisent rapidement leur approvisionnement en combustible nucléaire. Cela s'accompagne d'une importante perte de masse, notamment due à la chute des coques extérieures. En conséquence, seul un refroidissement progressif partie centrale dans lequel les réactions nucléaires ont complètement cessé. Au fil du temps, ces étoiles arrêtent leur rayonnement et deviennent invisibles.

Mais parfois, l'évolution normale et la structure des étoiles sont perturbées. Il s'agit le plus souvent d'objets massifs qui ont épuisé tous les types de combustible thermonucléaire. Ensuite, ils peuvent être convertis en neutrons, ou Et plus les scientifiques en apprennent sur ces objets, plus de nouvelles questions se posent.