Cada um de nós pelo menos uma vez na vida olhou para o céu estrelado. Alguém olhou para esta beleza, experimentando sentimentos românticos, o outro tentou entender de onde vem toda essa beleza. A vida no espaço, ao contrário da vida em nosso planeta, flui a uma velocidade diferente. O tempo no espaço exterior vive em suas próprias categorias, as distâncias e tamanhos no Universo são enormes. Raramente pensamos no fato de que, diante de nossos olhos, galáxias e estrelas em constante evolução. Todo objeto no espaço infinito é o resultado de certos processos físicos. Galáxias, estrelas e até mesmo planetas têm grandes fases de desenvolvimento.
Nosso planeta e todos nós dependemos de nossa luminária. Por quanto tempo o sol nos deliciará com seu calor, respirando a vida no sistema solar? O que nos espera no futuro em milhões e bilhões de anos? Nesse sentido, é curioso saber mais sobre quais são os estágios da evolução dos objetos astronômicos, de onde vêm as estrelas e como termina a vida dessas maravilhosas luzes no céu noturno.
A origem, nascimento e evolução das estrelas
A evolução das estrelas e planetas que habitam nossa galáxia, a Via Láctea, e todo o Universo tem sido, na maior parte, bem estudada. As leis da física, que ajudam a entender a origem dos objetos cósmicos, trabalham inabalavelmente no espaço. A base neste caso é tomada na teoria do Big Bang, que é agora a doutrina dominante no processo da origem do Universo. O evento que abalou o universo e levou à formação do universo, pelos padrões espaciais, muito rápido. Para o espaço, do nascimento de uma estrela à sua morte, passam momentos. Distâncias enormes criam a ilusão de constância do universo. Uma estrela que brilhou à distância nos brilha por bilhões de anos, na época pode não ser.
A teoria da evolução de galáxias e estrelas é um desenvolvimento da teoria do Big Bang. A doutrina do nascimento de estrelas e o surgimento de sistemas estelares é diferente em escala e tempo, o que, ao contrário do universo como um todo, pode ser observado com os modernos meios da ciência.
Estudar o ciclo de vida das estrelas é possível no exemplo da luz mais próxima a nós. O sol é uma das centenas de trilhões de estrelas em nosso campo de visão. Além disso, a distância da Terra ao Sol (150 milhões de km) oferece uma oportunidade única para explorar um objeto sem sair dos limites do Sistema Solar. A informação obtida permitirá entender em detalhes como outras estrelas são arranjadas, com que rapidez essas gigantescas fontes de calor se esgotam, quais são os estágios de desenvolvimento de uma estrela e qual será o fim desta brilhante vida - silenciosa e fraca ou cintilante, explosiva.
Depois do Big Bang, pequenas partículas formaram nuvens interestelares, que se tornaram o “hospital” de trilhões de estrelas. É característico que todas as estrelas nasceram ao mesmo tempo como resultado de contração e expansão. A compressão nas nuvens de gás cósmico ocorreu sob a influência de sua própria gravidade e processos similares em novas estrelas na vizinhança. Expansão surgiu como resultado da pressão interna do gás interestelar e sob a ação de campos magnéticos dentro da nuvem de gás. Ao mesmo tempo, a nuvem girava livremente em torno de seu centro de massa.
As nuvens de gás formadas após a explosão são 98% compostas de hidrogênio atômico e molecular e hélio. Apenas 2% nesta matriz são responsáveis por poeira e partículas microscópicas sólidas. Anteriormente, acreditava-se que no centro de qualquer estrela encontra-se o núcleo de ferro, aquecido a uma temperatura de um milhão de graus. Este aspecto explicava a enorme massa da luminária.
Na oposição de forças físicas, forças de compressão prevaleceram, uma vez que a luz resultante da liberação de energia não penetra na nuvem de gás. A luz, juntamente com uma parte da energia emitida, se espalha para fora, criando uma temperatura negativa e uma zona de baixa pressão dentro de um denso acúmulo de gás. Estando em tal estado, o gás cósmico é rapidamente comprimido, a influência das forças da atração gravitacional leva ao fato de que as partículas começam a formar matéria estelar. Quando um aglomerado de gases é denso, a compressão intensa leva à formação de um aglomerado de estrelas. Quando o tamanho da nuvem de gás é insignificante, a compressão leva à formação de uma única estrela.
Uma breve descrição do que está acontecendo é que o futuro da estrela passa por dois estágios - compressão rápida e lenta ao estado da proto-estrutura. Falando em linguagem simples e compreensível, a compressão rápida é a queda da matéria estelar para o centro da protoestrela. A compressão lenta ocorre no fundo do centro formado da protoestrela. Nos cem mil anos seguintes, a nova formação é reduzida em tamanho e sua densidade aumenta milhões de vezes. Gradualmente, a proto-estrutura torna-se opaca devido à alta densidade de matéria estelar, e a compressão contínua ativa o mecanismo de reações internas. O crescimento da pressão interna e das temperaturas leva à formação de um futuro centro de gravidade na futura estrela.
Neste estado, a protostar permanece por milhões de anos, lentamente liberando calor e se contraindo gradualmente, diminuindo de tamanho. Como resultado, os contornos de uma nova estrela emergem e a densidade de sua substância se torna comparável à densidade da água.
Em média, a densidade da nossa estrela é de 1,4 kg / cm3 - quase o mesmo que a densidade da água no salgado Mar Morto. No centro do Sol tem uma densidade de 100 kg / cm3. A matéria estelar não está em estado líquido, mas está na forma de plasma.
Abaixo da influência da pressão enorme e temperatura de aproximadamente 100 milhões de K, as reações termonucleares do ciclo de hidrogênio começam. Compressão cessa, a massa do objeto aumenta quando a energia da gravidade se transforma em queima termonuclear de hidrogênio. Deste ponto em diante, uma nova estrela, irradiando energia, começa a perder massa.
A formação acima descrita de uma estrela é apenas um esquema primitivo que descreve o estágio inicial da evolução e nascimento de uma estrela. Hoje, tais processos em nossa galáxia e em todo o Universo são quase imperceptíveis devido ao intenso esgotamento do material estelar. Para toda a história consciente das observações de nossa galáxia, apenas aparências isoladas de novas estrelas foram observadas. Na escala do universo, esse número pode ser aumentado centenas e milhares de vezes.
A maior parte de suas vidas, as proto-estrelas estão escondidas do olho humano por uma concha de poeira. A emissão do núcleo pode ser observada apenas na faixa do infravermelho, que é a única maneira de ver o nascimento de uma estrela. Por exemplo, em 1967, cientistas astronômicos da Nebulosa de Orion descobriram uma nova estrela, cuja temperatura de radiação era de 700 graus Kelvin. Posteriormente, descobriu-se que o local de nascimento das proto-estrelas são fontes compactas, que estão disponíveis não apenas em nossa galáxia, mas também em outras partes do universo que estão distantes de nós. Além da radiação infravermelha, os locais de nascimento de novas estrelas são marcados por intensos sinais de rádio.
O processo de estudar e a evolução das estrelas
Todo o processo de conhecer as estrelas pode ser dividido em vários estágios. No início, determine a distância até a estrela. Informações sobre quão longe a estrela está de nós, quanto tempo a luz vai, dá uma idéia do que aconteceu com a estrela durante todo esse tempo. Depois que uma pessoa aprendeu a medir a distância a estrelas distantes, ficou claro que as estrelas são os mesmos sóis, apenas de tamanhos diferentes e com destinos diferentes. Sabendo a distância até a estrela, pelo nível de luz e pela quantidade de energia emitida, pode-se traçar o processo de fusão termonuclear da estrela.
Após a determinação da distância até a estrela, pode-se, usando a análise espectral, calcular a composição química da estrela e descobrir sua estrutura e idade. Graças ao aparecimento do espectrógrafo, os cientistas puderam estudar a natureza da luz das estrelas. Este dispositivo pode determinar e medir a composição do gás da matéria estelar, que a estrela possui em diferentes estágios de sua existência.
Estudando a análise espectral da energia do Sol e de outras estrelas, os cientistas chegaram à conclusão de que a evolução de estrelas e planetas tem raízes comuns. Todos os corpos cósmicos têm o mesmo tipo, composição química similar e são derivados da mesma matéria resultante do Big Bang.
A matéria estelar consiste nos mesmos elementos químicos (até o ferro) que o nosso planeta. A única diferença está no número desses ou de outros elementos e nos processos que ocorrem no Sol e no interior do firmamento da Terra. Isso distingue as estrelas de outros objetos no universo. A origem das estrelas também deve ser considerada no contexto de outra disciplina física - a mecânica quântica. De acordo com essa teoria, a matéria que determina a matéria estelar consiste na divisão constante de átomos e partículas elementares, criando seu próprio microcosmo. Sob esta luz, interessa a estrutura, composição, estrutura e evolução das estrelas. Como se viu, a massa principal da nossa estrela e muitas outras estrelas representa apenas dois elementos - hidrogênio e hélio. Um modelo teórico descrevendo a estrutura da estrela permitirá compreender sua estrutura e a principal diferença em relação a outros objetos espaciais.
A principal característica é que muitos objetos no Universo têm um certo tamanho e forma, enquanto uma estrela pode mudar de tamanho à medida que se desenvolve. O gás quente é um composto de átomos fracamente ligados uns aos outros. Milhões de anos após a formação de estrelas, o resfriamento da camada superficial de matéria estelar começa. A estrela dá a maior parte de sua energia para o espaço exterior, diminuindo ou aumentando de tamanho. A transferência de calor e energia ocorre das regiões internas da estrela para a superfície, afetando a intensidade da radiação. Em outras palavras, a mesma estrela em diferentes períodos de sua existência parece diferente. Processos termonucleares baseados em reações do ciclo de hidrogênio contribuem para a transformação de átomos de hidrogênio leve em elementos mais pesados - hélio e carbono. De acordo com astrofísicos e cientistas nucleares, essa reação termonuclear é a mais efetiva em termos de quantidade de calor liberado.
Por que a fusão termonuclear do núcleo termina com a explosão desse reator? A coisa é que as forças do campo gravitacional dentro dele podem conter matéria estelar dentro dos limites do volume estabilizado. A partir disso, podemos tirar uma conclusão inequívoca: qualquer estrela é um corpo massivo, que retém seu tamanho devido ao equilíbrio entre as forças da gravidade e a energia das reações termonucleares. O resultado deste modelo natural ideal é uma fonte de calor que pode funcionar por um longo tempo. Supõe-se que as primeiras formas de vida na Terra surgiram há 3 bilhões de anos. O sol naqueles dias aqueceu nosso planeta exatamente como é agora. Consequentemente, nossa estrela mudou pouco, apesar do fato de que a escala do calor irradiado e da energia solar é enorme - mais de 3-4 milhões de toneladas a cada segundo.
É fácil calcular quanto ao longo dos anos de sua existência, nossa estrela perdeu peso. Esta será uma figura enorme, mas devido à sua enorme massa e alta densidade, essas perdas em todo o Universo parecem insignificantes.
Estágios da evolução das estrelas
O destino da estrela depende da massa inicial da estrela e sua composição química. Enquanto as principais reservas de hidrogênio estão concentradas no núcleo, a estrela está na assim chamada sequência principal. Tão logo houvesse uma tendência a aumentar o tamanho da estrela, isso significa que a principal fonte de fusão termonuclear secou. Começou um longo caminho final de transformação de um corpo celeste.
Formados no universo, os luminares são inicialmente divididos em três tipos mais comuns:
- estrelas normais (anãs amarelas);
- estrelas anãs;
- estrelas gigantes.
Estrelas com massa baixa (anões) lentamente queimam reservas de hidrogênio e vivem suas vidas com muita calma.
Essas estrelas são a maioria no Universo e nossa estrela é uma anã amarela. Com o início da velhice, a anã amarela torna-se uma gigante vermelha ou supergigante.
Baseado na teoria da origem das estrelas, o processo de formação de estrelas no universo não terminou. As estrelas mais brilhantes da nossa galáxia não são apenas as maiores, comparadas ao Sol, mas também as mais novas. Astrofísicos e astrônomos chamam essas estrelas de supergigantes azuis. No final, eles enfrentam o mesmo destino, que está experimentando trilhões de outras estrelas. Primeiro, o nascimento rápido, vida brilhante e ardente, após o qual chega um período de lenta decadência. Estrelas como o Sol têm um longo ciclo de vida, estando na sequência principal (na parte do meio).
Usando dados sobre a massa de uma estrela, podemos assumir seu caminho evolutivo de desenvolvimento. Uma ilustração ilustrativa dessa teoria é a evolução de nossa estrela. Nada é eterno. Como resultado da fusão termonuclear, o hidrogênio é convertido em hélio, portanto, suas reservas iniciais são consumidas e reduzidas. Às vezes, muito em breve, essas ações acabarão. A julgar pelo fato de que nosso Sol continua a brilhar por mais de 5 bilhões de anos, sem mudar de tamanho, a idade madura da estrela ainda pode durar aproximadamente no mesmo período.
O esgotamento das reservas de hidrogênio levará ao fato de que, sob a influência da gravidade, o núcleo do sol começará a encolher rapidamente. A densidade do núcleo se tornará muito alta, com o resultado de que os processos termonucleares se moverão para as camadas adjacentes ao núcleo. Tal estado é chamado de colapso, que pode ser causado por reações termonucleares nas camadas superiores da estrela. Como resultado da alta pressão, reações termonucleares envolvendo hélio são desencadeadas.
O suprimento de hidrogênio e hélio nessa parte da estrela durará milhões de anos. Não é muito cedo que o esgotamento das reservas de hidrogênio levará a um aumento na intensidade da radiação, a um aumento no tamanho da concha e ao tamanho da própria estrela. Como resultado, nosso sol ficará muito grande. Se imaginarmos essa imagem em dezenas de bilhões de anos, então, em vez de um deslumbrante disco brilhante, um disco vermelho quente de tamanhos gigantescos ficará suspenso no céu. Os gigantes vermelhos são a fase natural da evolução de uma estrela, seu estado de transição na categoria de estrelas variáveis.
Como resultado desta transformação, a distância da Terra ao Sol será reduzida, para que a Terra caia na zona de influência da coroa solar e comece a “assar” nela. A temperatura na superfície do planeta aumentará dez vezes, o que levará ao desaparecimento da atmosfera e à evaporação da água. Como resultado, o planeta se transformará em um deserto rochoso sem vida.
Os estágios finais da evolução das estrelas
Tendo atingido a fase da gigante vermelha, a estrela normal torna-se uma anã branca sob a influência de processos gravitacionais. Se a massa da estrela é aproximadamente igual à massa do nosso Sol, todos os processos principais nela ocorrerão em silêncio, sem impulsos e reações explosivas. A anã branca vai morrer por um longo tempo, desaparecendo em cinzas.
Nos casos em que a estrela originalmente tinha uma massa mais do que solar 1,4 vezes, a anã branca não seria o estágio final. Com uma massa grande dentro da estrela, os processos de compactação da matéria estelar começam no nível molecular atômico. Os prótons se transformam em nêutrons, a densidade da estrela aumenta e seu tamanho diminui rapidamente.
Estrelas de nêutrons conhecidas pela ciência têm um diâmetro de 10 a 15 km. Com tamanhos tão pequenos, a estrela de nêutrons tem uma massa enorme. Um centímetro cúbico de matéria estelar pode pesar bilhões de toneladas.
No caso em que inicialmente lidamos com uma estrela de uma grande massa, o estágio final da evolução assume outras formas. O destino de uma estrela massiva - um buraco negro - um objeto com natureza inexplorada e comportamento imprevisível. A enorme massa da estrela contribui para um aumento nas forças gravitacionais que colocam as forças de compressão em movimento. Suspender este processo não é possível. A densidade da matéria cresce até se transformar em infinito, formando um espaço singular (a teoria da relatividade de Einstein). O raio de tal estrela acabará por se tornar zero, tornando-se um buraco negro no espaço exterior. Os buracos negros seriam muito maiores se no espaço a maior parte do espaço fosse ocupada por estrelas massivas e supermassivas.
Deve-se notar que durante a transformação de uma gigante vermelha em uma estrela de nêutrons ou em um buraco negro, o Universo pode sobreviver a um fenômeno único - o nascimento de um novo objeto espacial.
O nascimento de uma supernova é o estágio final mais impressionante da evolução das estrelas. Здесь действует естественный закон природы: прекращение существование одного тела дает начало новой жизни. Период такого цикла, как рождение сверхновой, в основном касается массивных звезд. Израсходовавшиеся запасы водорода приводят к тому, что в процесс термоядерного синтеза включается гелий и углерод. В результате этой реакции давление снова растет, а в центре звезды образуется ядро железа. Под воздействием сильнейших гравитационных сил центр массы смещается в центральную часть звезды. Ядро становится настолько тяжелым, что неспособно противостоять собственной гравитации. Как следствие, начинается стремительное расширение ядра, приводящее к мгновенному взрыву. Рождение сверхновой - это взрыв, ударная волна чудовищной силы, яркая вспышка в бескрайних просторах Вселенной.
Следует отметить, что наше Солнце не является массивной звездой, поэтому подобная судьба ее не грозит, не стоит бояться такого финала и нашей планете. В большинстве случаев взрывы сверхновых происходят в далеких галактиках, с чем и связано их достаточно редкое обнаружение.
Em conclusão
Эволюция звезд - это процесс, который растянут по времени на десятки миллиардов лет. Наше представление о происходящих процессах - всего лишь математическая и физическая модель, теория. Земное время является лишь мгновением в огромном временном цикле, которым живет наша Вселенная. Мы можем только наблюдать то, что происходило миллиарды лет назад и предполагать, с чем могут столкнуться последующие поколения землян.
