Chacun de nous au moins une fois dans sa vie a regardé dans le ciel étoilé. Quelqu'un a regardé cette beauté, éprouvant des sentiments romantiques, l'autre a essayé de comprendre d'où venait toute cette beauté. La vie dans l'espace, contrairement à la vie sur notre planète, se déroule à une vitesse différente. Le temps passé dans l’espace vit dans ses propres catégories, les distances et les tailles dans l’Univers sont énormes. Nous pensons rarement au fait que devant nos yeux évoluent constamment les galaxies et les étoiles. Chaque objet dans cet espace infini est le résultat de certains processus physiques. Les galaxies, les étoiles et même les planètes connaissent des phases de développement importantes.
Notre planète et nous dépendons tous de notre luminaire. Combien de temps le soleil nous enchantera-t-il par sa chaleur, insufflant la vie dans le système solaire? Qu'est-ce qui nous attend dans l'avenir dans des millions et des milliards d'années? À cet égard, il est curieux d’en savoir plus sur les étapes de l’évolution des objets astronomiques, d’où viennent les étoiles et sur la fin de la vie de ces merveilleuses lumières dans le ciel nocturne.
L'origine, la naissance et l'évolution des étoiles
L'évolution des étoiles et des planètes qui habitent notre galaxie de la Voie lactée et de l'univers entier a été pour la plupart bien étudiée. Les lois de la physique, qui aident à comprendre l'origine des objets cosmiques, fonctionnent de manière inébranlable dans l'espace. La base dans ce cas est prise sur la théorie du Big Bang, qui est maintenant la doctrine dominante sur le processus de l'origine de l'univers. L'événement qui a secoué l'univers et conduit à la formation de l'univers, selon les normes de l'espace, rapide comme l'éclair. Pour l'espace, de la naissance d'une étoile à sa mort, les moments passent. Les distances énormes créent l'illusion de constance de l'univers. Une étoile qui a clignoté dans le lointain nous a brillé pendant des milliards d'années, à ce moment-là, ce n'est peut-être pas le cas.
La théorie de l'évolution des galaxies et des étoiles est un développement de la théorie du Big Bang. La doctrine de la naissance des étoiles et de l'émergence des systèmes stellaires est différente en termes d'échelle et de synchronisation, ce qui, contrairement à l'univers dans son ensemble, peut être observé avec les moyens scientifiques modernes.
L'étude du cycle de vie des étoiles est possible sur l'exemple de la lumière la plus proche de nous. Le soleil fait partie des centaines de milliards d'étoiles de notre champ de vision. De plus, la distance entre la Terre et le Soleil (150 millions de km) offre une occasion unique d’explorer un objet sans quitter les limites du système solaire. Les informations obtenues permettront de comprendre en détail comment les autres étoiles sont disposées, avec quelle rapidité ces sources de chaleur géantes sont épuisées, quelles sont les étapes de développement d'une étoile et quelle sera la fin de cette vie brillante - calme et sombre ou étincelant, explosif.
Après le Big Bang, de minuscules particules ont formé des nuages interstellaires, qui sont devenus «l'hôpital» de milliers de milliards d'étoiles. Il est caractéristique que toutes les étoiles soient nées au même moment à la suite d'une contraction et d'une expansion. La compression dans les nuages de gaz cosmique s'est produite sous l'influence de sa propre gravité et de processus similaires dans les nouvelles étoiles du voisinage. L'expansion résulte de la pression interne du gaz interstellaire et de l'action de champs magnétiques à l'intérieur du nuage de gaz. Au même moment, le nuage tournait librement autour de son centre de masse.
Les nuages de gaz formés après l’explosion sont composés à 98% d’hydrogène et d’hélium atomiques et moléculaires. Seuls 2% de cette matrice représentent la poussière et les particules microscopiques solides. Auparavant, on croyait qu'au centre de toute étoile se trouve le noyau de fer, chauffé à une température de un million de degrés. Cet aspect expliquait l'énorme masse du luminaire.
En opposition des forces physiques, les forces de compression ont prévalu, car la lumière résultant de la libération d'énergie ne pénètre pas dans le nuage de gaz. La lumière, ainsi qu'une partie de l'énergie émise, se propage vers l'extérieur, créant une température négative et une zone de basse pression à l'intérieur d'une accumulation de gaz dense. Étant dans un tel état, le gaz cosmique est rapidement comprimé, l’influence des forces d’attraction gravitationnelle conduit à ce que les particules commencent à former une matière stellaire. Lorsqu'un groupe de gaz est dense, une compression intense conduit à la formation d'un groupe d'étoiles. Lorsque la taille du nuage de gaz est insignifiante, la compression conduit à la formation d'une seule étoile.
Une brève description de ce qui se passe est que l’avenir de l’étoile passe par deux étapes: une compression rapide et une compression lente vers l’état de la protoétoile. Parlant dans un langage simple et compréhensible, la compression rapide est la chute de la matière stellaire au centre de la protostar. Une compression lente se produit sur le fond du centre formé de la protostar. Au cours des cent mille prochaines années, la nouvelle formation est réduite en taille et sa densité augmente des millions de fois. Progressivement, la protostar devient opaque en raison de la densité élevée de matière stellaire, et la compression continue déclenche le mécanisme des réactions internes. La croissance de la pression interne et des températures entraîne la formation d'un futur centre de gravité dans la future étoile.
Dans cet état, la protostar reste pendant des millions d’années, dégageant lentement de la chaleur et se contractant progressivement, sa taille diminuant. En conséquence, les contours d'une nouvelle étoile apparaissent et la densité de sa substance devient comparable à la densité de l'eau.
En moyenne, la densité de notre étoile est de 1,4 kg / cm3 - presque la même que celle de l'eau dans la mer Morte salée. Au centre du soleil a une densité de 100 kg / cm3. La matière stellaire n'est pas à l'état liquide, mais sous la forme d'un plasma.
Sous l'influence d'une pression et d'une température énormes d'environ 100 millions de K, des réactions thermonucléaires du cycle de l'hydrogène commencent. La compression cesse, la masse de l'objet augmente lorsque l'énergie de la gravité se transforme en combustion thermonucléaire de l'hydrogène. À partir de ce moment, une nouvelle étoile, à énergie rayonnante, commence à perdre de la masse.
La formation d'étoiles décrite ci-dessus n'est qu'un schéma primitif qui décrit le stade initial de l'évolution et de la naissance d'une étoile. Aujourd'hui, de tels processus dans notre galaxie et dans l'univers entier sont presque imperceptibles en raison de l'épuisement intense du matériau stellaire. Pour toute l'histoire consciente des observations de notre galaxie, seules des apparences isolées de nouvelles étoiles ont été notées. À l'échelle de l'univers, ce chiffre peut être augmenté des centaines et des milliers de fois.
La plupart de leurs vies, les protostars sont cachés de l'oeil humain par une coquille de poussière. L'émission du noyau ne peut être observée que dans l'infrarouge, seul moyen de voir la naissance d'une étoile. Par exemple, en 1967, des astronomes de la nébuleuse d’Orion ont découvert une nouvelle étoile dont la température de rayonnement était de 700 degrés Kelvin. Par la suite, il s'est avéré que le lieu de naissance des protostars est une source compacte, disponible non seulement dans notre galaxie, mais également dans d'autres parties de l'univers éloignées de nous. Outre le rayonnement infrarouge, les lieux de naissance des nouvelles étoiles sont marqués par des signaux radio intenses.
Le processus d'étude et l'évolution des étoiles
Tout le processus de connaissance des étoiles peut être divisé en plusieurs étapes. Au tout début, déterminez la distance à l'étoile. Des informations sur la distance qui sépare l'étoile de nous, la durée de la lumière, donnent une idée de ce qui est arrivé à l'étoile pendant tout ce temps. Après avoir appris à mesurer la distance par rapport aux étoiles lointaines, il est devenu évident que les étoiles sont les mêmes soleils, mais de tailles et de destin différents. Connaissant la distance à l'étoile, par le niveau de lumière et la quantité d'énergie émise, on peut retracer le processus de fusion thermonucléaire de l'étoile.
Après la détermination de la distance à l'étoile, il est possible, à l'aide d'une analyse spectrale, de calculer la composition chimique de l'étoile et de déterminer sa structure et son âge. Grâce à l’apparition du spectrographe, les scientifiques ont pu étudier la nature de la lumière des étoiles. Ce dispositif peut déterminer et mesurer la composition en gaz de la matière stellaire, que l’étoile a à différents stades de son existence.
En étudiant l'analyse spectrale de l'énergie du Soleil et d'autres étoiles, les scientifiques ont conclu que l'évolution des étoiles et des planètes avait des racines communes. Tous les corps cosmiques ont le même type, la même composition chimique et sont dérivés de la même matière résultant du Big Bang.
La matière stellaire est constituée des mêmes éléments chimiques (jusqu’au fer) que notre planète. La seule différence réside dans le nombre de ces éléments ou d'autres éléments et dans les processus se déroulant sur le Soleil et à l'intérieur du firmament de la Terre. Cela distingue les étoiles des autres objets de l'univers. L'origine des étoiles doit également être considérée dans le contexte d'une autre discipline physique - la mécanique quantique. Selon cette théorie, la matière qui détermine la matière stellaire consiste en une division constante des atomes et des particules élémentaires, créant ainsi leur propre microcosme. Dans cette optique, la structure, la composition, la structure et l'évolution des étoiles sont d'un intérêt particulier. Il s'est avéré que la masse principale de notre étoile et de nombreuses autres étoiles ne représente que deux éléments: l'hydrogène et l'hélium. Un modèle théorique décrivant la structure de l'étoile permettra de comprendre sa structure et sa différence principale par rapport aux autres objets de l'espace.
La principale caractéristique est que de nombreux objets de l'univers ont une certaine taille et forme, alors qu'une étoile peut changer de taille au fur et à mesure de son développement. Le gaz chaud est un composé d'atomes faiblement liés les uns aux autres. Des millions d'années après la formation d'étoiles, le refroidissement de la couche superficielle de matière stellaire commence. L'étoile donne l'essentiel de son énergie à l'espace extra-atmosphérique, sa taille diminuant ou augmentant. Le transfert de chaleur et d'énergie se produit des régions internes de l'étoile à la surface, affectant l'intensité du rayonnement. En d'autres termes, la même étoile à différentes périodes de son existence est différente. Les processus thermonucléaires basés sur les réactions du cycle de l'hydrogène contribuent à la transformation d'atomes d'hydrogène légers en éléments plus lourds - l'hélium et le carbone. Selon les astrophysiciens et les scientifiques du nucléaire, une telle réaction thermonucléaire est la plus efficace en termes de quantité de chaleur libérée.
Pourquoi la fusion thermonucléaire du noyau ne se termine-t-elle pas avec l’explosion d’un tel réacteur? Le fait est que les forces du champ gravitationnel peuvent retenir la matière stellaire dans les limites du volume stabilisé. On peut en tirer une conclusion sans équivoque: toute étoile est un corps massif, qui conserve sa taille grâce à l’équilibre entre les forces de gravité et l’énergie des réactions thermonucléaires. Le résultat de ce modèle naturel idéal est une source de chaleur qui peut fonctionner longtemps. On suppose que les premières formes de vie sur Terre sont apparues il y a 3 milliards d'années. Le soleil à cette époque réchauffait notre planète telle qu’elle se présente maintenant. En conséquence, notre étoile a peu changé, malgré le fait que la chaleur émise et l’énergie solaire soient énormes - plus de 3-4 millions de tonnes par seconde.
Il est facile de calculer combien, au fil des années, notre étoile a perdu du poids. Ce sera un chiffre énorme, mais en raison de sa masse énorme et de sa densité élevée, de telles pertes à travers l’Univers semblent insignifiantes.
Les étapes de l'évolution des étoiles
Le destin de l'étoile dépend de la masse initiale de l'étoile et de sa composition chimique. Tant que les principales réserves d'hydrogène sont concentrées dans le noyau, l'étoile est dans la séquence dite principale. Dès que l'on a eu tendance à augmenter la taille de l'étoile, cela signifie que la principale source de fusion thermonucléaire s'est tarie. A commencé un long chemin final de transformation d'un corps céleste.
Formés dans l'univers, les luminaires sont initialement divisés en trois types les plus courants:
- étoiles normales (naines jaunes);
- étoiles naines;
- étoiles géantes.
Les étoiles de faible masse (nains) brûlent lentement les réserves d'hydrogène et vivent calmement.
Ces étoiles sont majoritaires dans l'univers et notre étoile est un nain jaune. Avec le début de la vieillesse, le nain jaune devient un géant rouge ou supergéant.
Basé sur la théorie de l'origine des étoiles, le processus de formation des étoiles dans l'univers n'est pas terminé. Les étoiles les plus brillantes de notre galaxie sont non seulement les plus grandes, comparées au Soleil, mais aussi les plus jeunes. Les astrophysiciens et les astronomes appellent ces étoiles des supergéantes bleues. À la fin, ils font face au même destin, qui connaît des milliards d’autres étoiles. Premièrement, la naissance rapide, la vie brillante et ardente, après laquelle survient une période de lente dégradation. Les étoiles telles que le Soleil ont un long cycle de vie, se situant dans la séquence principale (dans la partie centrale).
En utilisant des données sur la masse d'une étoile, nous pouvons assumer son chemin évolutif de développement. L'évolution de notre étoile est une illustration de cette théorie. Rien n'est éternel. À la suite de la fusion thermonucléaire, l’hydrogène est converti en hélium et ses réserves initiales sont donc consommées et réduites. Très vite, ces stocks s’épuiseront. À en juger par le fait que notre Soleil continue de briller pendant plus de 5 milliards d'années, sans changer de taille, la maturité de l'étoile peut encore durer à peu près à la même période.
L'épuisement des réserves d'hydrogène entraînera le fait que, sous l'influence de la gravité, le noyau du soleil commencera à se contracter rapidement. La densité de noyau deviendra très élevée, avec pour résultat que les processus thermonucléaires se déplaceront dans les couches adjacentes au noyau. Un tel état est appelé effondrement, ce qui peut être provoqué par des réactions thermonucléaires dans les couches supérieures de l'étoile. En raison de la pression élevée, des réactions thermonucléaires impliquant de l'hélium sont déclenchées.
L'apport d'hydrogène et d'hélium dans cette partie de l'étoile durera des millions d'années. Il n’est pas très tôt que l’épuisement des réserves d’hydrogène entraîne une augmentation de l’intensité du rayonnement, une augmentation de la taille de la coque et de la taille de l’étoile elle-même. En conséquence, notre soleil deviendra très grand. Si nous imaginons cette image dans des dizaines de milliards d’années, alors au lieu d’un disque éblouissant et brillant, un disque rouge vif de tailles gigantesques s’accroche au ciel. Les géantes rouges sont la phase naturelle de l'évolution d'une étoile, son état de transition dans la catégorie des étoiles variables.
À la suite de cette transformation, la distance entre la Terre et le Soleil sera réduite, de sorte que la Terre tombera dans la zone d’influence de la couronne solaire et commencera à «rôtir» à l'intérieur. La température à la surface de la planète va décupler, ce qui entraînera la disparition de l'atmosphère et l'évaporation de l'eau. En conséquence, la planète se transformera en un désert rocheux sans vie.
Les dernières étapes de l'évolution des étoiles
Ayant atteint la phase de la géante rouge, l’étoile normale devient une naine blanche sous l’influence des processus gravitationnels. Si la masse de l'étoile est approximativement égale à la masse de notre Soleil, tous les processus principaux s'y déroulant se dérouleront dans le calme, sans impulsions ni réactions explosives. Le nain blanc mourra longtemps, se fanant.
Dans les cas où l'étoile avait à l'origine une masse supérieure à 1,4 fois le Soleil, la naine blanche ne sera pas l'étape finale. Avec une masse importante à l'intérieur de l'étoile, les processus de compactage de la matière stellaire commencent au niveau atomique, moléculaire. Les protons se transforment en neutrons, la densité de l'étoile augmente et sa taille diminue rapidement.
Les étoiles à neutrons connues de la science ont un diamètre de 10-15 km. Avec de si petites tailles, l’étoile à neutrons a une masse énorme. Un centimètre cube de matière stellaire peut peser des milliards de tonnes.
Au cas où nous aurions initialement affaire à une étoile de grande taille, l’étape finale de l’évolution prend d’autres formes. Le destin d'une étoile massive - un trou noir - un objet à la nature inexplorée et au comportement imprévisible. La masse énorme de l'étoile contribue à augmenter les forces gravitationnelles qui mettent en mouvement les forces de compression. Suspendre ce processus n'est pas possible. La densité de la matière augmente jusqu'à devenir infinie, formant un espace singulier (théorie de la relativité d'Einstein). Le rayon d'une telle étoile finira par devenir nul, devenant un trou noir dans l'espace. Les trous noirs seraient beaucoup plus grands si dans l'espace la plus grande partie de l'espace était occupée par des étoiles massives et supermassives.
Il convient de noter que lors de la transformation d'un géant rouge en étoile à neutrons ou en trou noir, l'Univers peut survivre à un phénomène unique - la naissance d'un nouvel objet spatial.
La naissance d'une supernova est l'étape finale la plus impressionnante de l'évolution des étoiles. 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.
En conclusion
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.
