La vie des étoiles en astronomie. L'évolution des étoiles d'un point de vue scientifique

En contemplant le ciel nocturne clair, loin des lumières de la ville, il est facile de remarquer que l’Univers est plein d’étoiles. Comment la nature a-t-elle réussi à créer une myriade de ces objets ? Après tout, on estime qu’il y a environ 100 milliards d’étoiles rien que dans la Voie Lactée. De plus, des étoiles naissent encore aujourd’hui, 10 à 20 milliards d’années après la formation de l’Univers. Comment se forment les étoiles ? Quels changements une étoile subit-elle avant d'atteindre état stable, comme notre Soleil ?

D'un point de vue physique, une étoile est une boule de gaz

D'un point de vue physique, c'est une boule de gaz. La chaleur et la pression générées par les réactions nucléaires, principalement la fusion de l'hélium et de l'hydrogène, empêchent l'étoile de s'effondrer sous sa propre gravité. La vie de cet objet relativement simple suit un scénario bien précis. Tout d’abord, une étoile naît d’un nuage diffus de gaz interstellaire, puis il y a une longue fin du monde. Mais finalement, lorsque tout le combustible nucléaire sera épuisé, il se transformera en une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir faiblement lumineux.

Cette description peut donner l’impression qu’une analyse détaillée de la formation et des premiers stades de l’évolution stellaire ne devrait pas présenter de difficultés majeures. Mais l’interaction de la gravité et de la pression thermique entraîne un comportement imprévisible des étoiles.
Considérons, par exemple, l'évolution de la luminosité, c'est-à-dire le changement de la quantité d'énergie émise par la surface stellaire par unité de temps. La température interne de la jeune étoile est trop basse pour que les atomes d’hydrogène fusionnent, sa luminosité doit donc être relativement faible. Il peut augmenter lorsque les réactions nucléaires commencent et ce n’est qu’alors qu’il peut diminuer progressivement. En fait, la très jeune étoile est extrêmement brillante. Sa luminosité diminue avec l'âge, atteignant un minimum temporaire lors de la combustion de l'hydrogène.

Au cours des premiers stades de l’évolution, divers processus physiques se produisent dans les étoiles.

Au cours des premières étapes de leur évolution, les étoiles subissent divers processus physiques, dont certains sont encore mal compris. Ce n’est qu’au cours des deux dernières décennies que les astronomes ont commencé à dresser un tableau détaillé de l’évolution des étoiles, basé sur les progrès de la théorie et des observations.
Les étoiles naissent de gros nuages, invisibles à la lumière visible, situés dans les disques des galaxies spirales. Les astronomes appellent ces objets des complexes moléculaires géants. Le terme « moléculaire » reflète le fait que le gaz présent dans les complexes est principalement constitué d'hydrogène sous forme moléculaire. Ces nuages ​​constituent les plus grandes formations de la Galaxie, atteignant parfois plus de 300 années-lumière. années de diamètre.

Après une analyse plus approfondie de l'évolution de l'étoile

Une analyse plus minutieuse révèle que les étoiles se forment à partir de condensations individuelles – des zones compactes – dans un nuage moléculaire géant. Les astronomes ont étudié les propriétés des zones compactes à l’aide de grands radiotélescopes, les seuls instruments capables de détecter de faibles nuages ​​millimo. Des observations de ce rayonnement, il résulte qu'une zone compacte typique a un diamètre de plusieurs mois-lumière, une densité de 30 000 molécules d'hydrogène par cm^ et une température de 10 Kelvin.
Sur la base de ces valeurs, il a été conclu que la pression du gaz dans les zones compactes est telle qu'il peut résister à la compression sous l'influence des forces d'autogravitation.

Par conséquent, pour qu’une étoile se forme, la zone compacte doit être comprimée à partir d’un état instable, et de telle sorte que les forces gravitationnelles dépassent la pression interne du gaz.
On ne sait pas encore comment les zones compactes se condensent à partir du nuage moléculaire initial et acquièrent un état aussi instable. Néanmoins, avant même la découverte des zones compactes, les astrophysiciens avaient l'occasion de simuler le processus de formation des étoiles. Déjà dans les années 1960, les théoriciens utilisaient des simulations informatiques pour déterminer comment les nuages ​​instables s’effondrent.
Bien qu'une large gamme de conditions initiales ait été utilisée pour les calculs théoriques, les résultats obtenus sont les mêmes : dans un nuage trop instable, la partie interne est comprimée en premier, c'est-à-dire que la substance au centre subit d'abord une chute libre, tandis que la les régions périphériques restent stables. Progressivement, la zone de compression s'étend vers l'extérieur, couvrant l'ensemble du nuage.

Au plus profond de la région contractante, l'évolution des étoiles commence

Au plus profond de la région contractante, la formation d'étoiles commence. Le diamètre de l'étoile n'est que d'une seconde-lumière, soit un millionième du diamètre de la zone compacte. Pour des tailles relativement petites, l’image globale de la compression des nuages ​​n’est pas significative, mais Le rôle principal la vitesse à laquelle la matière tombe sur l'étoile joue ici un rôle

La vitesse à laquelle la matière tombe peut varier, mais elle dépend directement de la température du nuage. Plus la température est élevée, plus la vitesse est grande. Les calculs montrent qu'une masse égale à la masse du Soleil peut s'accumuler au centre d'une zone compacte qui s'effondre sur une période de 100 000 à 1 million d'années. Un corps formé au centre d'un nuage qui s'effondre est appelé une protoétoile. À l’aide de simulations informatiques, les astronomes ont développé un modèle décrivant la structure de la protoétoile.
Il s'est avéré que le gaz tombant frappe la surface de la protoétoile avec une force très grande vitesse. Par conséquent, un puissant front de choc se forme (une transition brutale vers un très hypertension artérielle). Dans le front de choc, le gaz s'échauffe jusqu'à près d'un million de Kelvin, puis lors du rayonnement à la surface, il se refroidit rapidement jusqu'à environ 10 000 K, formant une protoétoile couche par couche.

La présence d'un front de choc explique la grande luminosité des jeunes étoiles

La présence d'un front de choc explique la grande luminosité des jeunes étoiles. Si la masse du protozoaire est égale à celle du solaire, alors sa luminosité peut dépasser dix fois celle du solaire. Mais elle n'est pas causée par des réactions de fusion thermonucléaire, comme dans les étoiles ordinaires, mais par l'énergie cinétique de la matière acquise dans le champ gravitationnel.
Les protoétoiles peuvent être observées, mais pas avec les télescopes optiques conventionnels.
Tous les gaz interstellaires, y compris celui à partir duquel les étoiles se forment, contiennent de la « poussière » – un mélange de particules solides de taille submicronique. Le rayonnement du front de choc rencontre un grand nombre de ces particules sur son trajet, tombant avec le gaz sur la surface de la protoétoile.
Les particules de poussière froide absorbent les photons émis par le front de choc et les réémettent à des longueurs d'onde plus longues. Ce rayonnement à ondes longues est à son tour absorbé puis réémis par des poussières encore plus lointaines. Ainsi, lorsqu’un photon traverse des nuages ​​de poussière et de gaz, sa longueur d’onde finit par être portée infrarouge spectre électromagnétique. Mais à seulement quelques heures-lumière de la protoétoile, la longueur d'onde du photon devient trop longue pour que la poussière puisse l'absorber, et il peut enfin se précipiter sans entrave vers les télescopes terrestres sensibles à l'infrarouge.
Malgré les capacités étendues des détecteurs modernes, les astronomes ne peuvent pas prétendre que les télescopes enregistrent réellement le rayonnement des protoétoiles. Apparemment, ils sont profondément cachés dans les profondeurs de zones compactes enregistrées dans la portée radio. L'incertitude dans la détection vient du fait que les détecteurs ne peuvent pas distinguer une protoétoile des étoiles plus anciennes noyées dans le gaz et la poussière.
Pour une identification fiable, un télescope infrarouge ou un radiotélescope doit détecter le décalage Doppler des raies d'émission spectrales de la protoétoile. Le décalage Doppler révélerait le véritable mouvement du gaz tombant à sa surface.
Dès que, suite à la chute de matière, la masse de la protoétoile atteint plusieurs dixièmes de la masse du Soleil, la température au centre devient suffisante pour le déclenchement des réactions de fusion thermonucléaire. Cependant, les réactions thermonucléaires dans les protoétoiles sont fondamentalement différentes des réactions dans les étoiles d'âge moyen. La source d'énergie de ces étoiles réside dans les réactions de fusion thermonucléaire de l'hélium à partir de l'hydrogène.

L'hydrogène est l'élément chimique le plus abondant dans l'Univers

L'hydrogène est l'élément chimique le plus abondant dans l'Univers. A la naissance de l'Univers (Big Bang), cet élément s'est formé sous sa forme habituelle avec un noyau constitué d'un proton. Mais deux noyaux sur 100 000 sont des noyaux de deutérium, constitués d’un proton et d’un neutron. Cet isotope de l’hydrogène est présent à l’époque moderne dans le gaz interstellaire, à partir duquel il pénètre dans les étoiles.
Il est à noter que cette minuscule impureté joue un rôle prédominant dans la vie des protoétoiles. La température dans leurs profondeurs est insuffisante pour les réactions de l'hydrogène ordinaire, qui se produisent à 10 millions de Kelvin. Mais du fait de la compression gravitationnelle, la température au centre d'une protoétoile peut facilement atteindre 1 million de Kelvin, lorsque commence la fusion des noyaux de deutérium, qui libère également une énergie colossale.

L'opacité de la matière protostellaire est trop grande

L'opacité de la matière protostellaire est trop grande pour que cette énergie puisse être transférée par transfert radiatif. Par conséquent, l’étoile devient instable par convection : des bulles de gaz chauffées par le « feu nucléaire » flottent à la surface. Ces flux ascendants sont équilibrés par des flux descendants de gaz froid vers le centre. Des mouvements convectifs similaires, mais à une échelle beaucoup plus réduite, ont lieu dans une pièce chauffée à la vapeur. Dans une protoétoile, des vortex convectifs transportent le deutérium de la surface vers son intérieur. Le combustible nécessaire aux réactions thermonucléaires parvient ainsi au cœur de l’étoile.
Malgré la très faible concentration de noyaux de deutérium, la chaleur dégagée lors de leur fusion a un fort effet sur la protoétoile. La principale conséquence des réactions de combustion du deutérium est le « gonflement » de la protoétoile. En raison du transfert efficace de chaleur par convection résultant de la « combustion » du deutérium, la protoétoile augmente de taille, qui dépend de sa masse. Une protoétoile d'une masse solaire a un rayon égal à cinq masses solaires. D'une masse égale à trois solaires, la protoétoile se gonfle jusqu'à un rayon égal à 10 solaires.
La masse d’une zone compacte typique est supérieure à la masse de l’étoile qu’elle produit. Par conséquent, il doit exister un mécanisme qui élimine l’excès de masse et arrête la chute de matière. La plupart des astronomes sont convaincus qu'un fort vent stellaire s'échappant de la surface de la protoétoile en est la cause. Le vent stellaire souffle le gaz tombant dans la direction opposée et finit par disperser la zone compacte.

Idée de vent stellaire

L'« idée de vent stellaire » ne découle pas de calculs théoriques. Et les théoriciens surpris ont reçu des preuves de ce phénomène : des observations de flux de gaz moléculaires provenant de sources de rayonnement infrarouge. Ces flux sont associés au vent protostellaire. Son origine est l’un des mystères les plus profonds des jeunes stars.
Lorsque la zone compacte se dissipe, un objet est exposé et peut être observé dans le domaine optique : une jeune étoile. Comme une protoétoile, elle possède une luminosité élevée, qui est davantage déterminée par la gravité que par la fusion thermonucléaire. La pression à l’intérieur d’une étoile empêche un effondrement gravitationnel catastrophique. Cependant, la chaleur responsable de cette pression est rayonnée par la surface de l'étoile, de sorte que l'étoile brille très fort et se contracte lentement.
Au fur et à mesure de sa contraction, sa température interne augmente progressivement pour atteindre finalement 10 millions de Kelvin. Ensuite, les réactions de fusion des noyaux d’hydrogène commencent à former de l’hélium. La chaleur générée crée une pression qui empêche la compression, et l'étoile brillera longtemps jusqu'à ce que le combustible nucléaire contenu dans ses profondeurs s'épuise.
Notre Soleil, une étoile typique, a mis environ 30 millions d’années pour passer de la taille protostellaire à la taille moderne. Grâce à la chaleur dégagée lors des réactions thermonucléaires, elle a conservé ces dimensions pendant environ 5 milliards d'années.
C'est ainsi que naissent les étoiles. Mais malgré les succès évidents des scientifiques, qui nous ont permis de découvrir l'un des nombreux secrets de l'univers, de nombreuses propriétés plus connues des jeunes étoiles ne sont pas encore entièrement comprises. Cela fait référence à leur variabilité irrégulière, à leur vent stellaire colossal, à leur des éclairs lumineux. Il n’y a pas encore de réponses sûres à ces questions. Mais ces problèmes non résolus doivent être considérés comme des ruptures dans une chaîne dont les principaux maillons sont déjà soudés. Et nous pourrons boucler cette chaîne et compléter la biographie des jeunes stars si nous trouvons la clé créée par la nature elle-même. Et cette clé scintille dans le ciel clair au-dessus de nous.

Vidéo Une star est née :

La vie interne d'une étoile est régulée par l'influence de deux forces : la force de gravité, qui contrecarre l'étoile et la maintient, et la force libérée lors des réactions nucléaires se produisant dans le noyau. Au contraire, elle a tendance à « pousser » l’étoile vers l’espace lointain. Durant les étapes de formation, une étoile dense et comprimée est fortement influencée par la gravité. En conséquence, un fort échauffement se produit, la température atteint 10 à 20 millions de degrés. Cela suffit pour déclencher des réactions nucléaires, à la suite desquelles l'hydrogène est converti en hélium.

Puis pendant longue période les deux forces s'équilibrent, l'étoile est dans un état stable. Lorsque le combustible nucléaire du cœur s’épuise progressivement, l’étoile entre dans une phase d’instabilité, deux forces s’opposant. Un moment critique arrive pour une étoile ; divers facteurs entrent en jeu : température, densité, composition chimique. La masse de l'étoile vient en premier ; l'avenir de cet astre en dépend : soit l'étoile explosera comme une supernova, soit se transformera en naine blanche, en étoile à neutrons ou en trou noir.

Comment l'hydrogène s'épuise

Seuls les plus grands corps célestes (environ 80 fois la masse de Jupiter) deviennent des étoiles, les plus petits (environ 17 fois plus petits que Jupiter) deviennent des planètes. Il existe également des corps de masse moyenne, ils sont trop gros pour appartenir à la classe des planètes, et trop petits et froids pour que des réactions nucléaires caractéristiques des étoiles se produisent dans leurs profondeurs.

Ces corps célestes de couleur sombre ont une faible luminosité et sont assez difficiles à distinguer dans le ciel. On les appelle « naines brunes ».

Ainsi, une étoile se forme à partir de nuages ​​​​de gaz interstellaire. Comme déjà noté, tout à fait longue durée l'étoile est dans un état d'équilibre. Vient ensuite une période d’instabilité. Le sort futur de la star dépend de divers facteurs. Considérons une hypothétique petite étoile dont la masse est comprise entre 0,1 et 4 masses solaires. Caractéristique les étoiles de faible masse sont l'absence de convection dans les couches internes, c'est-à-dire Les substances qui composent l'étoile ne se mélangent pas, comme c'est le cas dans les étoiles de grande masse.

Cela signifie que lorsque l’hydrogène du noyau s’épuise, il n’y a plus de nouvelles réserves de cet élément dans les couches externes. L'hydrogène brûle et se transforme en hélium. Petit à petit, le noyau s'échauffe, les couches superficielles déstabilisent leur propre structure et l'étoile, comme le montre le diagramme H-R, quitte lentement la phase de séquence principale. DANS nouvelle phase La densité de matière à l'intérieur de l'étoile augmente, la composition du noyau « dégénère », ce qui donne une consistance particulière. C'est différent de la matière normale.

Modification de matière

Lorsque la matière change, la pression dépend uniquement de la densité des gaz et non de la température.

Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, l'étoile se déplace vers la droite puis vers le haut, se rapprochant de la région de la géante rouge. Ses dimensions augmentent considérablement et de ce fait, la température des couches externes diminue. Le diamètre d'une géante rouge peut atteindre des centaines de millions de kilomètres. Lorsque la nôtre entrera dans cette phase, elle « avalera » Vénus, et si elle ne parvient pas à capturer la Terre, elle la réchauffera à tel point que la vie sur notre planète cessera d'exister.

Au cours de l'évolution d'une étoile, la température de son noyau augmente. Tout d'abord, des réactions nucléaires se produisent, puis, une fois la température optimale atteinte, l'hélium commence à fondre. Lorsque cela se produit, une augmentation soudaine de la température centrale provoque une éruption et l'étoile se déplace rapidement vers la gauche. Diagrammes G-R. C'est ce qu'on appelle le « flash d'hélium ». A ce moment, le noyau contenant de l'hélium brûle avec l'hydrogène, qui fait partie de la coque entourant le noyau. Sur le diagramme H-R, cette étape est enregistrée en se déplaçant vers la droite le long d'une ligne horizontale.

Dernières phases d'évolution

Lorsque l'hélium est transformé en carbone, le noyau est modifié. Sa température augmente jusqu'à (si l'étoile est grande) jusqu'à ce que le carbone commence à brûler. Une nouvelle épidémie survient. Quoi qu'il en soit, lors des dernières phases de l'évolution de l'étoile, on constate une perte importante de sa masse. Cela peut se produire progressivement ou soudainement, lors d’une explosion, lorsque les couches externes de l’étoile éclatent comme une grosse bulle. Dans ce dernier cas, une nébuleuse planétaire se forme - une coquille sphérique s'étendant dans Cosmosà une vitesse de plusieurs dizaines voire centaines de km/sec.

Le sort final d'une étoile dépend de la masse qui lui reste après tout ce qui s'y passe. Si elle a éjecté beaucoup de matière lors de toutes les transformations et éruptions et que sa masse ne dépasse pas 1,44 masse solaire, l'étoile se transforme en naine blanche. Ce chiffre est appelé « limite Chandra-sekhar » en l’honneur de l’astrophysicien pakistanais Subrahmanyan Chandrasekhar. Il s'agit de la masse maximale d'une étoile à laquelle une fin catastrophique ne peut pas se produire en raison de la pression des électrons dans le noyau.

Après l’explosion des couches externes, le noyau de l’étoile demeure et sa température de surface est très élevée – environ 100 000 °K. L'étoile se déplace vers le bord gauche du diagramme H-R et descend. Sa luminosité diminue à mesure que sa taille diminue.

L'étoile atteint lentement la zone de la naine blanche. Ce sont des étoiles de petit diamètre (comme la nôtre), mais caractérisées par une très forte densité, un million et demi de fois la densité de l'eau. Un centimètre cube de la matière qui constitue une naine blanche pèserait environ une tonne sur Terre !

Une naine blanche représente l’étape finale de l’évolution des étoiles, sans explosions. Elle se calme progressivement.

Les scientifiques estiment que la fin de la naine blanche est très lente, du moins depuis le début de l'Univers, il semble qu'aucune naine blanche n'ait souffert de « mort thermique ».

Si l’étoile est grande et que sa masse est supérieure à celle du Soleil, elle explosera comme une supernova. Lors d'une éruption, une étoile peut s'effondrer complètement ou partiellement. Dans le premier cas, il restera un nuage de gaz contenant des matières résiduelles de l’étoile. Dans le second, il reste un corps céleste de la plus haute densité - une étoile à neutrons ou un trou noir.

Étoile-- un corps céleste dans lequel des réactions thermonucléaires se produisent, se sont produites ou se produiront. Les étoiles sont d’énormes boules de gaz lumineuses (plasma). Formé à partir d’un environnement gazeux-poussières (hydrogène et hélium) suite à une compression gravitationnelle. La température de la matière à l'intérieur des étoiles se mesure en millions de kelvins et à leur surface en milliers de kelvins. L'énergie de la grande majorité des étoiles est libérée à la suite de réactions thermonucléaires convertissant l'hydrogène en hélium, ce qui se produit lorsque hautes températures dans les zones intérieures. Les étoiles sont souvent appelées les corps principaux de l'Univers, car elles contiennent l'essentiel de la matière lumineuse dans la nature. Les étoiles sont d’énormes objets sphériques constitués d’hélium et d’hydrogène, ainsi que d’autres gaz. L'énergie d'une étoile est contenue dans son noyau, où l'hélium interagit avec l'hydrogène chaque seconde. Comme tout ce qui est organique dans notre univers, les étoiles apparaissent, se développent, changent et disparaissent - ce processus prend des milliards d'années et est appelé le processus « d'évolution des étoiles ».

1. Evolution des étoiles

Evolution des étoiles-- la séquence de changements qu'une étoile subit au cours de sa vie, c'est-à-dire sur des centaines de milliers, des millions ou des milliards d'années, pendant qu'elle émet de la lumière et de la chaleur. Une étoile commence sa vie comme un nuage froid et raréfié de gaz interstellaire (un milieu gazeux raréfié qui remplit tout l’espace entre les étoiles), se comprimant sous sa propre gravité et prenant progressivement la forme d’une boule. Lorsqu'elle est comprimée, l'énergie gravitationnelle (l'interaction fondamentale universelle entre tous les corps matériels) se transforme en chaleur et la température de l'objet augmente. Lorsque la température au centre atteint 15-20 millions de K, les réactions thermonucléaires commencent et la compression s'arrête. L'objet devient une étoile à part entière. La première étape de la vie d'une étoile est similaire à celle du soleil : elle est dominée par les réactions du cycle de l'hydrogène. Elle reste dans cet état pendant la majeure partie de sa vie, étant sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell (Fig. 1) (montrant la relation entre la magnitude absolue, la luminosité, la classe spectrale et la température de surface de l'étoile, 1910), jusqu'à ce que ses réserves de carburant s'épuisent en son sein. Lorsque tout l’hydrogène au centre de l’étoile est converti en hélium, un noyau d’hélium se forme et la combustion thermonucléaire de l’hydrogène se poursuit à sa périphérie. Durant cette période, la structure de l'étoile commence à changer. Sa luminosité augmente, ses couches externes se dilatent et sa température de surface diminue : l'étoile devient une géante rouge, qui forme une branche sur le diagramme de Hertzsprung-Russell. La star passe nettement moins de temps sur cette branche que sur la séquence principale. Lorsque la masse accumulée du noyau d’hélium devient importante, il ne peut plus supporter son propre poids et commence à rétrécir ; si l'étoile est suffisamment massive, l'augmentation de la température peut provoquer une transformation thermonucléaire supplémentaire de l'hélium en éléments plus lourds (hélium en carbone, carbone en oxygène, oxygène en silicium et enfin silicium en fer).

2. Fusion thermonucléaire à l’intérieur des étoiles

En 1939, il a été établi que la source d’énergie stellaire était la fusion thermonucléaire se produisant dans les entrailles des étoiles. La plupart des étoiles émettent des radiations parce que, dans leur noyau, quatre protons se combinent via une série d'étapes intermédiaires en une seule particule alpha. Cette transformation peut se produire de deux manières principales, appelées cycle proton-proton, ou p-p, et cycle carbone-azote, ou CN. Dans les étoiles de faible masse, la libération d'énergie est principalement assurée par le premier cycle, dans les étoiles lourdes - par le second. L'approvisionnement en combustible nucléaire d'une étoile est limité et est constamment dépensé en rayonnement. Le processus de fusion thermonucléaire, qui libère de l'énergie et modifie la composition de la matière de l'étoile, combiné à la gravité, qui tend à comprimer l'étoile et à libérer également de l'énergie, ainsi qu'au rayonnement de la surface, qui emporte l'énergie libérée, sont les principales forces motrices de l’évolution stellaire. L’évolution d’une étoile commence dans un nuage moléculaire géant, également appelé berceau stellaire. La majeure partie de l'espace « vide » d'une galaxie contient en réalité entre 0,1 et 1 molécule par cm². Le nuage moléculaire a une densité d'environ un million de molécules par cm². La masse d'un tel nuage dépasse la masse du Soleil de 100 000 à 10 000 000 de fois en raison de sa taille : de 50 à 300 années-lumière de diamètre. Pendant que le nuage tourne librement autour du centre de sa galaxie d’origine, rien ne se passe. Cependant, en raison de l'inhomogénéité du champ gravitationnel, des perturbations peuvent survenir dans celui-ci, conduisant à des concentrations locales de masse. De telles perturbations provoquent un effondrement gravitationnel du nuage. L’un des scénarios conduisant à cela est la collision de deux nuages. Un autre événement provoquant un effondrement pourrait être le passage d’un nuage à travers le bras dense d’une galaxie spirale. Un autre facteur critique pourrait être l'explosion d'une supernova proche, dont l'onde de choc entrerait en collision avec le nuage moléculaire à une vitesse énorme. Il est également possible que des galaxies entrent en collision, ce qui pourrait provoquer une explosion de formation d'étoiles lorsque les nuages ​​​​de gaz de chaque galaxie sont comprimés par la collision. En général, toute inhomogénéité des forces agissant sur la masse du nuage peut initier le processus de formation d’étoiles. En raison des inhomogénéités apparues, la pression du gaz moléculaire ne peut plus empêcher une compression supplémentaire et le gaz commence à se rassembler autour du centre de la future étoile sous l'influence des forces d'attraction gravitationnelle. La moitié de l’énergie gravitationnelle libérée sert à chauffer le nuage et l’autre moitié au rayonnement lumineux. Dans les nuages, la pression et la densité augmentent vers le centre, et l'effondrement de la partie centrale se produit plus rapidement que celui de la périphérie. À mesure qu'il se contracte, le libre parcours moyen des photons diminue et le nuage devient de moins en moins transparent à son propre rayonnement. Cela entraîne une augmentation plus rapide de la température et une augmentation encore plus rapide de la pression. En conséquence, le gradient de pression équilibre la force gravitationnelle et un noyau hydrostatique se forme, avec une masse d'environ 1 % de la masse du nuage. Cet instant est invisible. L'évolution ultérieure de la protoétoile est l'accrétion de matière qui continue de tomber sur la « surface » du noyau, qui, de ce fait, grossit. La masse de matière en mouvement libre dans le nuage est épuisée et l'étoile devient visible dans le domaine optique. Ce moment est considéré comme la fin de la phase protostellaire et le début de la phase jeune étoile. Le processus de formation des étoiles peut être décrit de manière unifiée, mais les étapes ultérieures du développement d'une étoile dépendent presque entièrement de sa masse, et ce n'est qu'à la toute fin de l'évolution stellaire que la composition chimique peut jouer un rôle.

3. Milieu cycle de vieétoiles

Les étoiles existent dans une grande variété de couleurs et de tailles. Leur type spectral va du bleu chaud au rouge froid, et leur masse varie de 0,0767 à plus de 200 masses solaires. La luminosité et la couleur d’une étoile dépendent de la température de sa surface, elle-même déterminée par sa masse. Toutes les nouvelles stars « prennent leur place » sur la séquence principale selon leur composition chimique et la masse. 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. Les petites naines rouges froides brûlent lentement leurs réserves d'hydrogène et restent sur la séquence principale pendant des centaines de milliards d'années, tandis que les supergéantes massives quitteront la séquence principale quelques millions d'années après leur formation. Les étoiles de taille moyenne comme le Soleil restent sur la séquence principale pendant 10 milliards d'années en moyenne. On pense que le Soleil est toujours dessus car il est au milieu de son cycle de vie. Une fois qu’une étoile manque d’hydrogène dans son noyau, elle quitte la séquence principale. Au bout d'un certain temps - d'un million à des dizaines de milliards d'années, selon la masse initiale - l'étoile épuise les ressources en hydrogène du noyau. Dans les grandes étoiles chaudes, cela se produit beaucoup plus rapidement que dans les petites étoiles plus froides. L'épuisement de l'approvisionnement en hydrogène conduit à l'arrêt des réactions thermonucléaires. Sans la pression générée par ces réactions pour équilibrer la propre attraction gravitationnelle de l’étoile, l’étoile recommence à se contracter, comme elle l’avait fait plus tôt lors de sa formation. La température et la pression augmentent à nouveau, mais, contrairement à l'étage protostar, à plus haut niveau. L'effondrement se poursuit jusqu'à ce que des réactions thermonucléaires impliquant l'hélium commencent à une température d'environ 100 millions de K. La reprise de la combustion thermonucléaire de la matière à un nouveau niveau provoque la monstrueuse expansion de l'étoile. L'étoile « perd » et sa taille augmente environ 100 fois. Ainsi, l'étoile devient 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. Ce qui se passe ensuite dépend encore une fois de la masse de l’étoile.

4. Années ultérieures et mort des étoiles

Vieilles étoiles de faible masse

À ce jour, on ne sait pas avec certitude ce qui arrive aux étoiles lumineuses une fois que leur réserve d’hydrogène est épuisée. Étant donné que l’âge de l’univers est de 13,7 milliards d’années, ce qui n’est pas suffisant pour épuiser les réserves d’hydrogène de ces étoiles, les théories modernes sont basées sur des simulations informatiques des processus qui se produisent 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. Les étoiles dont la masse est inférieure à 0,5 solaire ne sont pas capables de convertir l'hélium même après l'arrêt des réactions impliquant l'hydrogène dans le noyau - leur masse est trop petite pour fournir une nouvelle phase de compression gravitationnelle au point d'initier « l'allumage » de l'hélium. Ces étoiles comprennent des naines rouges telles que Proxima Centauri, dont la durée de vie de la séquence principale se situe entre des dizaines de milliards et des dizaines de milliards d'années. Après l'arrêt des réactions thermonucléaires dans leur noyau, ils, en se refroidissant progressivement, continueront à émettre faiblement dans les domaines infrarouge et micro-onde du spectre électromagnétique.

Étoiles de taille moyenne

Lorsqu'une étoile de taille moyenne (de 0,4 à 3,4 masses solaires) atteint la phase géante rouge, son noyau manque d'hydrogène et les réactions de synthèse du carbone à partir de l'hélium commencent. Ce processus se produit à des températures plus élevées et donc le flux d'énergie provenant du noyau augmente, ce qui conduit au fait que 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 production 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 de cette phase sont appelées étoiles de type tardif, étoiles OH-IR ou étoiles de type Mira, en fonction de 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 le fort rayonnement infrarouge de l'étoile centrale, des conditions idéales pour l'activation des masers se forment dans ces coquilles. Les réactions de combustion de l'hélium sont très sensibles à la température. Cela conduit parfois à une grande instabilité. De fortes pulsations apparaissent, qui finissent par donner une accélération suffisante aux couches externes pour être projetées et se transformer en une nébuleuse planétaire. Au centre de la 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 0,5-0,6 solaire et un diamètre sur le ordre du diamètre de la Terre.

Naines blanches

Peu de temps après le flash d'hélium, le carbone et l'oxygène « s'enflamment » ; chacun de ces événements provoque une restructuration sérieuse de l'étoile et son mouvement rapide le long du diagramme de Hertzsprung-Russell. La taille de l'atmosphère de l'étoile augmente encore plus et elle commence à perdre intensément du gaz sous la forme de flux dispersés de vent stellaire. Le sort de la partie centrale d'une étoile dépend entièrement de sa masse initiale : le noyau d'une étoile peut terminer son évolution en naine blanche (étoiles de faible masse) ; si sa masse dans les derniers stades de l'évolution dépasse la limite de Chandrasekhar - comme une étoile à neutrons (pulsar) ; si la masse dépasse la limite d'Oppenheimer - Volkov - comme un trou noir. Dans les deux derniers cas, l'achèvement de l'évolution des étoiles s'accompagne d'événements catastrophiques - des explosions de supernova. La grande majorité des étoiles, dont le Soleil, terminent 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. Il est privé de sources d'énergie et, en se refroidissant progressivement, devient sombre et invisible. Dans les étoiles plus massives que le Soleil, la pression des électrons dégénérés ne peut pas arrêter la compression ultérieure du noyau, et les électrons commencent à être « pressés » dans les noyaux atomiques, ce qui conduit à la transformation des protons en neutrons, entre lesquels il n'y a pas de répulsion électrostatique. les forces. Une telle neutronisation de la matière conduit au fait que la taille de l'étoile, qui représente en fait désormais un énorme noyau atomique, se mesure sur plusieurs kilomètres et que la densité est 100 millions de fois supérieure à la densité de l'eau. Un tel objet s’appelle une étoile à neutrons.

Étoiles supermassives

Lorsqu’une étoile d’une masse supérieure à cinq fois celle du Soleil entre dans le stade de supergéante rouge, son noyau commence à rétrécir sous l’influence de la gravité. À mesure que la compression augmente, 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 fin de compte, 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, la poursuite de la fusion thermonucléaire 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 résister à la gravité des couches externes 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 l'explosion d'une supernova d'une force incroyable. L'explosion de neutrinos qui l'accompagne provoque une onde de choc. 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 germes, notamment le fer et les éléments plus légers. La matière qui explose est bombardée par des neutrons émis par le noyau, 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, ce qui n'est cependant pas la seule voie possible de leur formation ; cela est par exemple démontré par les étoiles au technétium. L'onde de choc et les jets de neutrinos transportent la matière de l'étoile mourante vers 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 « déchets » spatiaux 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 grandes qu’une 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). Certains font 600 tours 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 supernovae ne deviennent pas des étoiles à neutrons. Si l'étoile a une masse suffisamment grande, alors l'effondrement de l'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, la matière et l’information ne peuvent en aucun cas quitter un trou noir. Cependant, la mécanique quantique rend probablement possibles des exceptions à cette règle. Un certain nombre de questions restent ouvertes. Le principal d’entre eux : « Y a-t-il des trous noirs ? » Après tout, pour affirmer avec certitude qu'un objet donné est un trou noir, il est nécessaire d'observer son horizon des événements. Cela est impossible simplement en définissant l'horizon, mais en utilisant l'interférométrie radio à base ultra longue, il est possible de déterminer la métrique à proximité d'un objet, ainsi que d'enregistrer une variabilité rapide de l'ordre de l'ordre de la milliseconde. Ces propriétés, observées sur un objet, devraient prouver définitivement l'existence de trous noirs.

L'évolution des étoiles est un changement de physique. caractéristiques internes structures et chimie composition des étoiles au fil du temps. Les tâches les plus importantes théories d'E.z. - explication de la formation des étoiles, des changements dans leurs caractéristiques observables, étude de la connexion génétique de différents groupes d'étoiles, analyse de leurs états finaux.

Puisque dans la partie de l'Univers que nous connaissons, env. 98 à 99 % de la masse de la matière observée est contenue dans des étoiles ou a dépassé le stade d'étoiles, explique E.Z. yavl. l'un des problèmes les plus importants de l'astrophysique.

Une étoile à l’état stationnaire est une boule de gaz qui est dans un état hydrostatique. et l'équilibre thermique (c'est-à-dire que l'action des forces gravitationnelles est équilibrée par la pression interne, et les pertes d'énergie dues au rayonnement sont compensées par l'énergie libérée dans les entrailles de l'étoile, voir). La « naissance » d’une étoile est la formation d’un objet en équilibre hydrostatique, dont le rayonnement est soutenu par le sien. sources d'énergie. La « mort » d’une étoile est un déséquilibre irréversible conduisant à la destruction de l’étoile ou à sa catastrophe. compression.

Isolement de la gravitation L’énergie ne peut jouer un rôle décisif que lorsque la température à l’intérieur de l’étoile est insuffisante pour que la libération d’énergie nucléaire compense les pertes d’énergie, et que l’étoile dans son ensemble ou une partie de celle-ci doit se contracter pour maintenir l’équilibre. La libération d'énergie thermique ne devient importante qu'une fois les réserves d'énergie nucléaire épuisées. T.o., E.z. peut être représenté comme un changement constant dans les sources d’énergie des étoiles.

Temps caractéristique E.z. trop grand pour que toute évolution puisse être retracée directement. Donc le principal Méthode de recherche E.Z. yavl. construction de séquences de modèles d'étoiles décrivant les changements dans les structures et chimie composition des étoiles au fil du temps. Évolution. les séquences sont ensuite comparées aux résultats d'observations, par exemple avec (G.-R.d.), résumant les observations grand nombreétoiles à différents stades d’évolution. Un rôle particulièrement important est joué par la comparaison avec G.-R.d. pour les amas d'étoiles, puisque toutes les étoiles d'un amas ont le même produit chimique initial. composition et formés presque simultanément. Selon G.-R.d. des clusters d'âges différents, il a été possible d'établir l'orientation de l'E.Z. L'évolution en détail. Les séquences sont calculées en résolvant numériquement un système d'équations différentielles décrivant la répartition de la masse, de la densité, de la température et de la luminosité sur une étoile, auxquelles s'ajoutent les lois de libération d'énergie et d'opacité de la matière stellaire et des équations décrivant les changements dans les propriétés chimiques. composition des étoiles au fil du temps.

Le cours de l'évolution d'une étoile dépend principalement de sa masse et de sa chimie initiale. composition. La rotation de l’étoile et son champ magnétique peuvent jouer un rôle certain, mais pas fondamental. domaine, cependant, le rôle de ces facteurs dans E.Z. n’a pas encore été suffisamment étudié. Chimique. La composition d’une étoile dépend de l’époque à laquelle elle s’est formée et de sa position dans la Galaxie au moment de sa formation. Les étoiles de la première génération étaient formées de matière dont la composition était déterminée par la cosmologie. conditions. Apparemment, il contenait environ 70 % en masse d’hydrogène, 30 % d’hélium et un mélange insignifiant de deutérium et de lithium. Au cours de l'évolution des étoiles de première génération, des éléments lourds (à la suite de l'hélium) se sont formés, qui ont été éjectés dans l'espace interstellaire à la suite de l'écoulement de matière des étoiles ou lors d'explosions stellaires. Les étoiles des générations suivantes se sont formées à partir de matière contenant jusqu'à 3 à 4 % (en masse) d'éléments lourds.

L’indication la plus directe que la formation d’étoiles dans la Galaxie est toujours en cours est le phénomène. existence d'un spectre massif d'étoiles brillantes. classes O et B dont la durée de vie ne peut excéder ~ 10 7 ans. Le taux de formation d’étoiles à l’époque moderne. ère est estimée à 5 par an.

2. Formation d'étoiles, étape de compression gravitationnelle

Selon le point de vue le plus courant, les étoiles se forment sous l’effet des forces gravitationnelles. condensation de la matière dans le milieu interstellaire. La division nécessaire du milieu interstellaire en deux phases - des nuages ​​​​froids denses et un milieu raréfié avec une température plus élevée - peut se produire sous l'influence de l'instabilité thermique de Rayleigh-Taylor dans le champ magnétique interstellaire. champ. Complexes gaz-poussière avec masse , taille caractéristique (10-100) pc et concentration de particules n~10 2 cm -3 . sont effectivement observés en raison de leur émission d’ondes radio. La compression (effondrement) de ces nuages ​​nécessite certaines conditions: gravitationnel les particules du nuage doivent dépasser la somme de l'énergie de mouvement thermique des particules, de l'énergie de rotation du nuage dans son ensemble et du champ magnétique. énergie du nuage (critère Jeans). Si seule l'énergie du mouvement thermique est prise en compte, alors, avec une précision d'un facteur de l'ordre de l'unité, le critère de Jeans s'écrit sous la forme : align="absmiddle" width="205" height="20">, où est la masse du nuage, T- température du gaz en K, n- nombre de particules pour 1 cm3. Avec un style moderne et typique La température des nuages ​​​​interstellaires K ne peut effondrer que les nuages ​​​​d'une masse au moins égale à . Le critère de Jeans indique que pour la formation d'étoiles du spectre de masse réellement observé, la concentration de particules dans les nuages ​​​​en effondrement doit atteindre (10 3 -10 6) cm -3, c'est-à-dire 10 à 1 000 fois plus élevée que celle observée dans les nuages ​​​​typiques. Cependant, de telles concentrations de particules peuvent être obtenues dans les profondeurs des nuages ​​​​qui ont déjà commencé à s'effondrer. Il s’ensuit que cela se déroule selon un processus séquentiel, réalisé en plusieurs étapes. étapes, fragmentation de nuages ​​massifs. Cette image explique naturellement la naissance des étoiles en groupes - amas. Dans le même temps, les questions liées au bilan thermique dans le nuage, au champ de vitesse dans celui-ci et au mécanisme déterminant le spectre de masse des fragments restent encore floues.

Les objets de masse stellaire effondrés sont appelés protoétoiles. Effondrement d'une protoétoile non rotative à symétrie sphérique sans champ magnétique. Les champs en comprennent plusieurs. étapes. A l’instant initial, le nuage est homogène et isotherme. Il est transparent en lui-même. rayonnement, donc l'effondrement s'accompagne de pertes d'énergie volumétrique, Ch. arr. grâce au rayonnement thermique de la poussière, la coupe transmet sa cinétique. l'énergie d'une particule de gaz. Dans un nuage homogène il n'y a pas de gradient de pression et la compression commence en chute libre avec un temps caractéristique, où g- , - densité des nuages. Avec le début de la compression, une onde de raréfaction apparaît, se déplaçant vers le centre à la vitesse du son, et depuis l'effondrement se produit plus rapidement là où la densité est plus élevée, la protoétoile est divisée en un noyau compact et une coque étendue, dans laquelle la matière est répartie selon la loi. Lorsque la concentration de particules dans le noyau atteint ~ 10 11 cm -3, celui-ci devient opaque au rayonnement IR des grains de poussière. L'énergie libérée dans le noyau s'infiltre lentement vers la surface en raison de la conduction thermique radiative. La température commence à augmenter de manière presque adiabatique, cela entraîne une augmentation de la pression et le noyau devient hydrostatique. équilibre. La coquille continue de tomber sur le noyau et apparaît à sa périphérie. Les paramètres du noyau à ce moment dépendent faiblement de la masse totale de la protoétoile : K. À mesure que la masse du noyau augmente en raison de l'accrétion, sa température change presque adiabatiquement jusqu'à ce qu'elle atteigne 2000 K, lorsque la dissociation des molécules H 2 commence . Il s'agit d'une consommation d'énergie pour la dissociation, et non d'une augmentation de la cinétique. l'énergie des particules, la valeur de l'indice adiabatique devient inférieure à 4/3, les changements de pression ne sont pas en mesure de compenser les forces gravitationnelles et le noyau s'effondre à nouveau (voir). Un nouveau noyau paramétré est formé, entouré d'un front de choc, sur lequel s'accumulent les restes du premier noyau. Un réarrangement similaire du noyau se produit avec l’hydrogène.

La croissance ultérieure du noyau aux dépens de la matière de la coquille se poursuit jusqu'à ce que toute la matière tombe sur l'étoile ou soit dispersée sous l'influence de ou, si le noyau est suffisamment massif (voir). Protoétoiles avec un temps caractéristique de matière de coquille t a >t sais, leur luminosité est donc déterminée par la libération d'énergie des noyaux qui s'effondrent.

Une étoile, constituée d'un noyau et d'une enveloppe, est observée comme une source IR en raison du traitement du rayonnement dans l'enveloppe (la poussière de l'enveloppe, absorbant les photons du rayonnement UV du noyau, émet dans la plage IR). Lorsque la coquille devient optiquement mince, la protoétoile commence à être observée comme un objet ordinaire de nature stellaire. Les étoiles les plus massives conservent leur coquille jusqu'à ce que la combustion thermonucléaire de l'hydrogène commence au centre de l'étoile. La pression des radiations limite la masse des étoiles à probablement . Même si des étoiles plus massives se forment, elles s’avèrent instables sur le plan des pulsations et risquent de perdre leur puissance. une partie de la masse au stade de la combustion de l'hydrogène dans le noyau. La durée de la phase d'effondrement et de diffusion de la coquille protostellaire est du même ordre que le temps de chute libre du nuage parent, c'est-à-dire 10 5 -10 6 ans. Illuminés par le noyau, des amas de matière noire issus des restes de la coquille, accélérés par le vent stellaire, sont identifiés avec des objets Herbig-Haro (amas stellaires avec un spectre d'émission). Les étoiles de faible masse, lorsqu'elles deviennent visibles, se trouvent dans la région G.-R.D. occupée par les étoiles T Tauri (naines), les plus massives se trouvent dans la région où se trouvent les étoiles à émission Herbig (classes spectrales précoces irrégulières avec des raies d'émission dans les spectres). ).

Évolution. traces de noyaux de protoétoiles à masse constante à l'étage hydrostatique. les compressions sont représentées sur la Fig. 1. Pour les étoiles de faible masse, au moment où l'hydrostatique s'établit. À l'équilibre, les conditions dans les noyaux sont telles que de l'énergie leur est transférée. Les calculs montrent que la température de surface d’une étoile entièrement convective est presque constante. Le rayon de l'étoile diminue continuellement, car elle continue de rétrécir. Avec une température de surface constante et un rayon décroissant, la luminosité de l'étoile devrait également tomber sur le G.-R.D. Ce stade d'évolution correspond à des tronçons verticaux de voies.

À mesure que la compression se poursuit, la température à l'intérieur de l'étoile augmente, la matière devient plus transparente et les étoiles avec align="absmiddle" width="90" height="17"> ont des noyaux radiants, mais les coquilles restent convectives. Les étoiles moins massives restent complètement convectives. Leur luminosité est contrôlée par une fine couche radiante dans la photosphère. Plus l'étoile est massive et plus sa température effective est élevée, plus son noyau radiatif est grand (dans les étoiles avec align="absmiddle" width="74" height="17"> le noyau radiatif apparaît immédiatement). En fin de compte, presque toute l'étoile (à l'exception de la zone convective de surface pour les étoiles de masse) entre dans un état d'équilibre radiatif, dans lequel toute l'énergie libérée dans le noyau est transférée par rayonnement.

3. Evolution basée sur les réactions nucléaires

À une température dans les noyaux de ~ 10 6 K, les premières réactions nucléaires commencent - le deutérium, le lithium et le bore brûlent. La quantité primaire de ces éléments est si petite que leur brûlage ne résiste pratiquement pas à la compression. La compression s'arrête lorsque la température au centre de l'étoile atteint ~ 10 6 K et que l'hydrogène s'enflamme, car L'énergie libérée lors de la combustion thermonucléaire de l'hydrogène est suffisante pour compenser les pertes par rayonnement (voir). Des étoiles homogènes, au cœur desquelles brûle l'hydrogène, se forment sur le G.-R.D. séquence principale initiale (IMS). Les étoiles massives atteignent le NGP plus rapidement que les étoiles de faible masse, car leur taux de perte d'énergie par unité de masse, et donc leur taux d'évolution, est supérieur à celui des étoiles de faible masse. Depuis son entrée au NGP E.z. se produit sur la base d'une combustion nucléaire dont les principales étapes sont résumées dans le tableau. La combustion nucléaire peut se produire avant la formation des éléments du groupe du fer, qui possèdent l'énergie de liaison la plus élevée parmi tous les noyaux. Évolution. traces d'étoiles sur G.-R.D. sont montrés sur la Fig. 2. L'évolution des valeurs centrales de température et de densité des étoiles est représentée sur la Fig. 3. Au K principal. source d'énergie yavl. réaction du cycle de l'hydrogène, dans son ensemble T- les réactions du cycle carbone-azote (CNO) (voir). Un effet secondaire du cycle CNO est. établir des concentrations d'équilibre de nucléides 14 N, 12 C, 13 C - 95 %, 4 % et 1 % en poids, respectivement. La prédominance de l'azote dans les couches où s'est produite la combustion de l'hydrogène est confirmée par les résultats d'observations dans lesquelles ces couches apparaissent en surface à la suite de la perte d'énergie externe. couches. Dans les étoiles au centre desquelles est réalisé le cycle CNO ( align="absmiddle" width="74" height="17">), un noyau convectif apparaît. La raison en est la très forte dépendance de la libération d'énergie à la température : . Le flux d'énergie rayonnante ~ T4(voir), il ne peut donc pas transférer toute l'énergie libérée, et une convection doit se produire, ce qui est plus efficace que le transfert radiatif. Dans les étoiles les plus massives, plus de 50 % de la masse stellaire est recouverte par la convection. L'importance du noyau convectif pour l'évolution est déterminée par le fait que le combustible nucléaire est uniformément épuisé dans une région beaucoup plus grande que la région de combustion effective, tandis que dans les étoiles sans noyau convectif, il ne brûle initialement que dans un petit voisinage du centre. , où la température est assez élevée. Le temps de combustion de l'hydrogène varie d'environ 10 à 10 ans pour . Le temps de toutes les étapes ultérieures de la combustion nucléaire ne dépasse pas 10 % du temps de combustion de l'hydrogène, c'est pourquoi les étoiles au stade de la combustion de l'hydrogène se forment sur le G.-R.D. région densément peuplée - (GP). Dans les étoiles dont la température au centre n'atteint jamais les valeurs nécessaires à la combustion de l'hydrogène, elles rétrécissent indéfiniment, se transformant en naines « noires ». L'épuisement de l'hydrogène entraîne une augmentation de la moyenne. poids moléculaire de la substance de base, et donc de maintenir l'hydrostatique. À l'équilibre, la pression au centre doit augmenter, ce qui entraîne une augmentation de la température au centre et du gradient de température à travers l'étoile, et par conséquent, de la luminosité. Une augmentation de la luminosité résulte également d’une diminution de l’opacité de la matière avec l’augmentation de la température. Le cœur se contracte pour maintenir les conditions de libération de l'énergie nucléaire avec une diminution de la teneur en hydrogène, et l'enveloppe se dilate en raison de la nécessité de transférer le flux d'énergie accru du cœur. Sur G.-R.d. l'étoile se déplace vers la droite du NGP. Une diminution de l'opacité entraîne la mort des noyaux convectifs dans toutes les étoiles, sauf les plus massives. Le taux d'évolution des étoiles massives est le plus élevé et elles sont les premières à quitter le MS. La durée de vie sur le MS concerne les étoiles d'env. 10 millions d'années, d'environ 70 millions d'années, et à partir de ca. 10 milliards d'années.

Lorsque la teneur en hydrogène du noyau diminue jusqu'à 1%, l'expansion des coquilles des étoiles avec align="absmiddle" width="66" height="17"> est remplacée par une contraction générale de l'étoile nécessaire au maintien de la libération d'énergie. . La compression de la coque provoque un échauffement de l'hydrogène dans la couche adjacente au noyau d'hélium jusqu'à la température de sa combustion thermonucléaire, et une couche source de libération d'énergie apparaît. Dans les étoiles de masse , dans lesquelles cela dépend moins de la température et où la région de libération d'énergie n'est pas si fortement concentrée vers le centre, il n'y a pas d'étape de compression générale.

E.z. après la combustion de l'hydrogène dépend de leur masse. Le facteur le plus important influençant le cours de l'évolution des étoiles de masse . dégénérescence du gaz électronique à haute densité. En raison de la densité élevée, le nombre d'états quantiques à faible énergie est limité en raison du principe de Pauli et les électrons remplissent les niveaux quantiques avec une énergie élevée, dépassant largement l'énergie de leur mouvement thermique. La caractéristique la plus importante d'un gaz dégénéré est que sa pression p ne dépend que de la densité : pour la dégénérescence non relativiste et pour la dégénérescence relativiste. La pression gazeuse des électrons est bien supérieure à la pression des ions. Cela fait suite à ce qui est fondamental pour E.Z. conclusion : puisque la force gravitationnelle agissant sur une unité de volume d'un gaz relativistement dégénéré dépend de la densité au même titre que le gradient de pression, il doit y avoir une masse limite (voir), telle qu'à align="absmiddle" width="66 " height ="15"> la pression électronique ne peut pas contrecarrer la gravité et la compression commence. Limiter le poids align="absmiddle" width="139" height="17">. La limite de la région dans laquelle le gaz électronique est dégénéré est représentée sur la figure. 3. Dans les étoiles de faible masse, la dégénérescence joue déjà un rôle notable dans le processus de formation des noyaux d’hélium.

Le deuxième facteur déterminant E.z. aux stades ultérieurs, il s’agit de pertes d’énergie des neutrinos. Au fond des étoiles T~10 8 K principal. un rôle dans la naissance est joué par : le processus photoneutrino, la désintégration des quanta d'oscillation du plasma (plasmons) en paires neutrino-antineutrino (), l'annihilation des paires électron-positron () et (voir). La caractéristique la plus importante des neutrinos est que la matière de l’étoile leur est presque transparente et que les neutrinos éloignent librement l’énergie de l’étoile.

Le noyau d'hélium, dans lequel les conditions de combustion de l'hélium ne sont pas encore réunies, est comprimé. La température dans la source stratifiée adjacente au noyau augmente et le taux de combustion de l'hydrogène augmente. La nécessité de transférer un flux d'énergie accru entraîne une expansion de la coque, pour laquelle une partie de l'énergie est gaspillée. Comme la luminosité de l'étoile ne change pas, la température de sa surface baisse, et sur le G.-R.D. l'étoile se déplace vers la région occupée par les géantes rouges. Le temps de restructuration de l'étoile est inférieur de deux ordres de grandeur au temps nécessaire à l'hydrogène pour brûler dans le noyau, il y a donc peu d'étoiles entre la bande MS et la région des supergéantes rouges . Avec une diminution de la température de la coque, sa transparence augmente, ce qui entraîne l'apparition d'un aspect extérieur. zone convective et la luminosité de l’étoile augmente.

L'élimination de l'énergie du noyau grâce à la conductivité thermique des électrons dégénérés et aux pertes de neutrinos dans les étoiles retarde le moment de la combustion de l'hélium. La température ne commence à augmenter sensiblement que lorsque le noyau devient presque isotherme. Combustion de 4 Il détermine l'E.Z. à partir du moment où la libération d'énergie dépasse la perte d'énergie par conductivité thermique et rayonnement neutrino. La même condition s'applique à la combustion de tous les types ultérieurs de combustible nucléaire.

Une caractéristique remarquable des noyaux stellaires constitués de gaz dégénérés, refroidis par des neutrinos, est la « convergence » - la convergence des traces, qui caractérisent la relation entre densité et température. Tc au centre de l'étoile (Fig. 3). Le taux de libération d'énergie lors de la compression du noyau est déterminé par le taux d'ajout de matière à travers une source de couches et dépend uniquement de la masse du noyau pour un type de carburant donné. Un équilibre entre les entrées et les sorties d'énergie doit être maintenu dans le noyau, c'est pourquoi la même répartition de température et de densité est établie dans les noyaux des étoiles. Au moment où 4 He s'enflamme, la masse du noyau dépend de la teneur en éléments lourds. Dans les noyaux de gaz dégénérés, la combustion du 4 He a le caractère d'une explosion thermique, car l'énergie libérée lors de la combustion va augmenter l'énergie du mouvement thermique des électrons, mais la pression reste presque inchangée avec l'augmentation de la température jusqu'à ce que l'énérgie thermique les électrons n’est pas égale à l’énergie du gaz dégénéré d’électrons. Ensuite, la dégénérescence est supprimée et le noyau se dilate rapidement - un flash d'hélium se produit. Les éruptions d'hélium s'accompagnent probablement d'une perte de matière stellaire. En , où les étoiles massives ont depuis longtemps terminé leur évolution et les géantes rouges ont des masses, les étoiles au stade de combustion d'hélium se trouvent sur la branche horizontale du G.-R.D.

Dans les noyaux d'hélium des étoiles avec align="absmiddle" width="90" height="17"> le gaz n'est pas dégénéré, 4 Il s'enflamme doucement, mais les noyaux se dilatent également en raison de l'augmentation Tc. Dans les étoiles les plus massives, la combustion du 4 He se produit même lorsqu'elles sont actives. supergéantes bleues. L'expansion du noyau entraîne une diminution T dans la région de la source de la couche d'hydrogène, et la luminosité de l'étoile après l'éclatement d'hélium diminue. Pour maintenir l'équilibre thermique, la coquille se contracte et l'étoile quitte la région des supergéantes rouges. Lorsque le 4 He dans le noyau est épuisé, la compression du noyau et l'expansion de la coquille recommencent, l'étoile redevient une supergéante rouge. Une source de combustion en couches de 4 He se forme, qui domine la libération d'énergie. Externe apparaît à nouveau. zone convective. À mesure que l'hélium et l'hydrogène brûlent, l'épaisseur des couches sources diminue. Une fine couche de combustion d'hélium s'avère thermiquement instable, car avec une très forte sensibilité de libération d'énergie à la température (), la conductivité thermique de la substance est insuffisante pour éteindre les perturbations thermiques dans la couche de combustion. Lors des éruptions thermiques, une convection se produit dans la couche. S'il pénètre dans des couches riches en hydrogène, alors à la suite d'un processus lent ( s-processus, voir) des éléments de masses atomiques de 22 Ne à 209 B sont synthétisés.

La pression des radiations sur la poussière et les molécules formées dans les coquilles froides et étendues des supergéantes rouges entraîne une perte continue de matière à un rythme pouvant aller jusqu'à un an. La perte de masse continue peut être complétée par des pertes provoquées par l'instabilité de la combustion des couches ou par des pulsations, pouvant conduire à la libération d'une ou plusieurs couches. coquilles. Lorsque la quantité de substance au-dessus du noyau carbone-oxygène devient inférieure à une certaine limite, l'enveloppe est forcée de se comprimer afin de maintenir la température dans les couches de combustion jusqu'à ce que la compression soit capable d'entretenir la combustion ; star sur G.-R.D. se déplace presque horizontalement vers la gauche. A ce stade, l’instabilité des couches de combustion peut également conduire à une expansion de la coque et à une perte de matière. Tant que l'étoile est suffisamment chaude, elle est observée comme un noyau avec un ou plusieurs. coquilles. Lorsque les sources de couches se déplacent tellement vers la surface de l'étoile que leur température devient inférieure à celle requise pour la combustion nucléaire, l'étoile se refroidit et se transforme en une naine blanche avec , rayonnant en raison de la consommation d'énergie thermique du composant ionique de c'est la matière. Le temps de refroidissement caractéristique des naines blanches est d'environ 10 à 9 ans. La limite inférieure des masses des étoiles uniques se transformant en naines blanches n'est pas claire, elle est estimée à 3-6. Dans les étoiles c, le gaz électronique dégénère au stade de croissance des noyaux stellaires carbone-oxygène (C,O-). Comme dans les noyaux d'hélium des étoiles, en raison des pertes d'énergie des neutrinos, une « convergence » des conditions se produit au centre et au moment de la combustion du carbone dans le noyau C,O. La combustion du 12 C dans de telles conditions a très probablement le caractère d'une explosion et conduit à la destruction complète de l'étoile. Une destruction complète ne peut pas se produire si . Une telle densité est réalisable lorsque le taux de croissance du noyau est déterminé par l’accrétion de matière satellite dans un système binaire proche.

Si suffisamment de matière s’accumule quelque part dans l’Univers, elle est comprimée en une masse dense dans laquelle commence une réaction thermonucléaire. C'est ainsi que les étoiles s'illuminent. Les premiers ont éclaté dans l'obscurité du jeune Univers il y a 13,7 milliards (13,7 * 10 9) d'années, et de notre Soleil il y a seulement 4,5 milliards d'années. La durée de vie d'une étoile et les processus qui se produisent à la fin de cette période dépendent de la masse de l'étoile.

Alors que la réaction thermonucléaire de conversion de l’hydrogène en hélium se poursuit dans une étoile, elle se situe sur la séquence principale. Le temps qu'une étoile passe sur la séquence principale dépend de sa masse : les plus grosses et les plus lourdes atteignent rapidement le stade de géante rouge, puis quittent la séquence principale à la suite d'une explosion de supernova ou de la formation d'une naine blanche.

Le destin des géants

Les étoiles les plus grosses et les plus massives s’éteignent rapidement et explosent sous forme de supernovae. Après une explosion de supernova, il reste une étoile à neutrons ou un trou noir, et autour d'eux se trouve de la matière éjectée par l'énergie colossale de l'explosion, qui devient alors la matière de nouvelles étoiles. Parmi nos voisins stellaires les plus proches, un tel sort attend, par exemple Bételgeuse, mais il est impossible de calculer quand elle explosera.

Nébuleuse formée à la suite de l’éjection de matière lors de l’explosion d’une supernova. Au centre de la nébuleuse se trouve une étoile à neutrons.

Une étoile à neutrons est un phénomène physique effrayant. Le noyau d'une étoile qui explose est comprimé - à peu près de la même manière que le gaz d'un moteur à combustion interne, mais très gros et efficace : une boule d'un diamètre de centaines de milliers de kilomètres se transforme en une boule de 10 à 20 kilomètres en diamètre. La force de compression est si forte que les électrons tombent sur les noyaux atomiques et forment des neutrons, d'où son nom.

NASA Étoile à neutrons (vision d'artiste)

La densité de la matière lors d'une telle compression augmente d'environ 15 ordres de grandeur et la température atteint un niveau incroyable de 10 12 K au centre de l'étoile à neutrons et de 1 000 000 K à la périphérie. Une partie de cette énergie est émise sous forme de rayonnement photonique, tandis qu’une autre partie est emportée par les neutrinos produits au cœur d’une étoile à neutrons. Mais même grâce à un refroidissement très efficace des neutrinos, une étoile à neutrons se refroidit très lentement : il lui faut 10 16 voire 10 22 ans pour épuiser complètement son énergie. Il est difficile de dire ce qui restera à la place de l’étoile à neutrons refroidie, et impossible de l’observer : le monde est trop jeune pour cela. On suppose qu'un trou noir se formera à nouveau à la place de l'étoile refroidie.

Les trous noirs résultent de l’effondrement gravitationnel d’objets très massifs, comme les explosions de supernova. Peut-être qu’après des milliards d’années, les étoiles à neutrons refroidies se transformeront en trous noirs.

Le sort des stars de taille moyenne

D'autres étoiles, moins massives, restent sur la séquence principale plus longtemps que les plus grandes, mais une fois qu'elles la quittent, elles meurent beaucoup plus rapidement que leurs cousines neutroniques. Plus de 99 % des étoiles de l’Univers n’exploseront jamais et ne se transformeront ni en trous noirs ni en étoiles à neutrons – leurs noyaux sont trop petits pour de tels drames cosmiques. Au lieu de cela, les étoiles de masse intermédiaire deviennent à la fin de leur vie des géantes rouges qui, selon leur masse, deviennent des naines blanches, explosent et se dissipent complètement, ou deviennent des étoiles à neutrons.

Les naines blanches représentent désormais 3 à 10 % de la population stellaire de l’Univers. Leur température est très élevée - plus de 20 000 K, soit plus de trois fois la température de la surface du Soleil - mais toujours inférieure à celle des étoiles à neutrons, et en raison de leur température plus basse et de leur plus grande surface, les naines blanches se refroidissent plus rapidement - en 10 14 - 10 15 ans. Cela signifie que dans les 10 000 milliards d’années à venir – lorsque l’univers sera mille fois plus vieux qu’il ne l’est aujourd’hui – un nouveau type d’objet apparaîtra dans l’univers : une naine noire, produit du refroidissement d’une naine blanche.

Il n'y a pas encore de naines noires dans l'espace. Même les étoiles refroidissantes les plus anciennes à ce jour ont perdu au maximum 0,2 % de leur énergie ; pour une naine blanche avec une température de 20 000 K, cela signifie un refroidissement à 19 960 K.

Pour les petits

La science en sait encore moins sur ce qui se passe lorsque les plus petites étoiles, comme notre plus proche voisine, la naine rouge Proxima Centauri, se refroidissent que sur les supernovae et les naines noires. La fusion thermonucléaire dans leurs noyaux se déroule lentement et ils restent sur la séquence principale plus longtemps que les autres - selon certains calculs, jusqu'à 10 à 12 ans, et après cela, vraisemblablement, ils continueront à vivre comme des naines blanches, c'est-à-dire qu'ils le feront. briller encore 10 14 à 10 15 ans avant de se transformer en naine noire.