"O sol deixará um diamante do tamanho da Terra." Astrônomo Mikhail Lisakov - sobre a evolução das estrelas

Existem muitos mitos que os astrônomos costumam encontrar. Por exemplo, muitos têm certeza de que Júpiter pode um dia se transformar em uma estrela. E toda estrela explodirá no final de sua vida.

Físico e astrônomo Mikhail Lisakov contado no fórum "Cientistas vs. Mitos", qual caminho de vida cada estrela percorre. Ele também esclareceu o que acontecerá com nosso Sol no final da evolução e explicou por que o ouro é um metal cósmico. Este fórum é hospedado porANTROPOGÊNESIS.RU"- postou um vídeo em seu Canal do Youtube. E o Lifehacker resumiu a palestra.

Que corpo celeste pode ser considerado uma estrela

Existe uma formulação frívola: uma estrela é um objeto do qual vemos raios.

Na verdade, isso não é realmente uma piada. Se olharmos para fotografias do espaço tiradas com telescópios, veremos nuvens nebulosas e pontos brilhantes. Pequenas manchas de névoa são galáxias. Pontos luminosos com vários raios são estrelas.

O sistema óptico de um telescópio moderno é projetado de tal forma que, quando a luz é refratada em uma foto, os raios realmente aparecem nas estrelas. Mas nos mapas celestes antigos, quando não havia tais telescópios, as pessoas representavam as estrelas da mesma maneira.

Para entender qual é o segredo, os cientistas realizaram um pequeno estudo. Eles brilharam nos olhos das pessoas com uma fonte pequena, mas brilhante, e tiraram fotos retina. Descobriu-se que todos os sujeitos na retina produziram imagens muito semelhantes. Ou seja, um centro claro e uma nuvem de linhas finas que se cruzam neste ponto. Então é isso mesmo: as estrelas são corpos celestes brilhantes que possuem raios.

E agora a sério. Para entender como uma estrela difere de outro espaço objetosVamos dar uma olhada em seu centro. Há um núcleo no qual uma reação termonuclear está acontecendo continuamente. Como resultado, os elementos leves se transformam em mais pesados ​​e a energia é liberada devido a essa transição. É transferido para as camadas externas da estrela. Por exemplo, misturando grandes massas de matéria. Este processo parece ebulição água em uma panela. É assim que vemos a superfície do nosso Sol.

Uma reação termonuclear contínua é a principal característica distintiva de uma estrela.

Para tal fusão, é necessário trazer partículas carregadas positivamente, prótons, muito próximas umas das outras. Para suportar este processo, são necessárias temperaturas e pressões muito altas. E como resultado da reação, um átomo de hélio é obtido de dois átomos de hidrogênio ou quatro prótons.

Mas sabe-se que quatro prótons pesam mais que este átomo. Então, você precisa entender para onde vai a diferença.

Se três átomos de hélio colidem, o átomo de carbono é formado como resultado da fusão termonuclear. Mas isso requer uma temperatura ainda mais alta. No entanto, o processo também não para no carbono. Então o oxigênio começa a ser sintetizado, depois o magnésio. E assim por diante até o ferro. A síntese de elementos mais pesados ​​no núcleo de uma estrela não é mais suportada espontaneamente. Ele precisa de energia adicional de fora.

Existe um mito de que Júpiter também teve que se tornar uma estrela, como Sol, mas algo deu errado. Isso é um mito, porque a massa deste planeta não é suficiente para suportar uma reação termonuclear constante. A temperatura e a pressão não serão altas o suficiente. Portanto, Júpiter pode se tornar uma estrela apenas sob uma condição: aumentará sua massa em cerca de 15 vezes. Mas isso é impossível.

Como são as estrelas?

Se você olhar para o céu noturno em um dia claro, poderá ver diferentes tipos de estrelas:

• Claro ou escuro. Costumava-se pensar que quanto menos visível estrelas eles estão apenas mais longe de nós. Mas então os astrônomos aprenderam a medir distâncias de objetos espaciais. E descobriram que o brilho das luminárias não depende de sua distância, mas de sua potência. Para algumas estrelas, esse parâmetro é realmente maior do que para outras.
• Multicolorido - azul, amarelo, avermelhado, branco. Diferentes tons de estrelas também não são uma ilusão. Cada um deles tem sua própria temperatura de radiação.

Os cientistas construíram um gráfico onde o eixo horizontal é a temperatura da estrela, ou sua cor. O eixo vertical é o brilho, a saturação da luz. Em seguida, colocamos todas as estrelas conhecidas neste gráfico. E eles viram que a maioria deles estava localizada na diagonal - dos gigantes azuis mais poderosos e quentes às pequenas anãs vermelhas. Essa diagonal foi chamada de Sequência Principal.

Estrelas massivas e brilhantes e mais quentes estão localizadas na parte azul do espectro. Eles são muito poucos e vivem um tempo relativamente curto. Mas na região vermelha esquerda do espectro, vemos muito mais estrelas. Sua massa é muito menor, eles são mais frios e brilham fracamente. Mas sua vida útil é muito mais longa que a dos gigantes azuis. O sol está mais próximo do meio - na região amarela do espectro.

Mas há mais algumas áreas no gráfico. Considere aqueles acima da Sequência Principal. Lá chegam as estrelas, nas quais, no processo de fusão termonuclear, acabou todo o hidrogênio, ou seja, queimou. Acontece uma espécie de "asilo" para as estrelas - um lugar onde os luminares caem no pôr do sol de suas vidas. A reação de fusão ainda está acontecendo neles e elementos mais leves continuam a se transformar em pesados.

Mas há outra área bastante perceptível de aglomerados estelares - abaixo da Sequência Principal. Os astrônomos o chamam de "cemitério".

Como acontece a evolução estelar?

Agora vamos falar com mais detalhes sobre quais eventos ocorrem em uma longa vida estelar.

Os astrônomos chamam todas as mudanças no estado das estrelas de evolução estelar. Ela não tem quase nada em comum com evolução biológica. A única coincidência é que ambos os processos continuam por milhões e bilhões de anos.

A evolução estelar é um ciclo de vida completo de cada luminar. Durante esse tempo, a estrela muda irreconhecível. Mas que tipo de mudanças a aguardam depende da massa. É possível dividir condicionalmente os objetos espaciais em três grupos.

1. Estrelas com pouca massa

Por exemplo, Proxima Centauri. Eles nascem em uma nuvem de poeira de gás e se tornam anãs vermelhas. E então eles vivem por muito tempo em um estado inalterado, até que o hidrogênio acabe. Tal destino aguarda uma estrela se sua massa for cerca de 10 vezes menor que a do sol.

2. Estrelas comparáveis ​​em tamanho ao Sol

Estes são objetos mais pesados ​​e mais interessantes. Sua massa é suficiente para que a próxima etapa, a síntese de carbono a partir do hélio, comece no núcleo após a combustão do hidrogênio. Como resultado, eles incham até o tamanho de um gigante vermelho. Por exemplo, o Sol, como resultado desse processo, aumentará para engolir Mercúrio e Vênus. E então crescerá quase até a órbita da Terra. Isso acontecerá em cerca de cinco bilhões de anos. Será ótimo se as pessoas encontrarem um caminho até lá. estar longe da nossa luz.

Então, essa estrela perde uma concha, que se transforma em uma nebulosa planetária. No centro permanece um ponto brilhante - o antigo núcleo. E o luminar muda-se condicionalmente para o cemitério.

3. estrelas massivas

Sua massa é mais de 10 vezes maior que a do sol. Eles vivem rapidamente e, no final, se transformam em buraco negroou em uma estrela de nêutrons. Falaremos com mais detalhes sobre como ocorre a evolução de grandes luminares.

Como aparecem as estrelas de nêutrons e os buracos negros?

Em estrelas muito pesadas, a temperatura e a pressão permitem que a reação termonuclear continue até o estágio de formação de ferro. Portanto, em sua estrutura, os núcleos dos gigantes se assemelham a cebolas. Bem no centro eles têm ferro, depois uma camada de silício, oxigênio, neon e assim por diante.

Quando toda a matéria se transforma em ferro, o motor de fusão é desligado. Já é energeticamente inútil para ele trabalhar mais. Portanto, a radiação da estrela para. Mas gravidade restos.

E então a gravidade força todas as camadas externas a colapsar e voar em direção ao centro.

Então a estrela explode como uma supernova. Mas há duas opções aqui:

1. As forças quânticas interromperão o processo de colapso. A densidade da matéria estelar deixada após a explosão se tornará tão alta que os elétrons serão pressionados contra os prótons e, como resultado, formarão partículas neutras - nêutrons. Devido aos efeitos quânticos, os nêutrons não permitirão que a gravidade continue o processo de compressão. Como resultado, uma estrela de nêutrons é formada - um objeto com uma densidade de matéria extremamente alta.
2. A gravidade é mais forte que as forças quânticas. Então o processo de colapso continua até que o objeto se transforme em um buraco negro.

Existe um mito de que os buracos negros irão gradualmente absorver toda a matéria universo. Mas isso não.

Acontece que as estrelas nascem e vivem aos pares. Imagine que um se transformou em um buraco negro e o outro se tornou um gigante vermelho. Então o primeiro puxará lentamente a substância do segundo. Um disco de partículas quentes se forma ao redor de um buraco negro. Se houver muitas dessas partículas, observaremos o processo inverso.

De onde veio o ouro e outros metais pesados ​​no Universo?

Descobrimos que o ferro e os elementos mais leves são sintetizados no processo de uma reação termonuclear dentro de uma estrela. Vejamos como se formam os elementos mais pesados ​​que o ferro.

Isso requer nêutrons adicionais e em grandes quantidades. Sob certas condições, eles podem ser “empurrados” para dentro do núcleo de um átomo de um elemento mais leve. Como resultado, os nêutrons podem perder elétrons no processo de decaimento beta. Então as partículas neutras se transformarão em prótons e a carga do átomo aumentará. Isso significa que haverá um aumento no número de série - o elemento ficará mais pesado.

Surge a pergunta: onde conseguir tantos nêutrons livres. Anteriormente, acreditava-se que um grande número deles aparecia após explosões de supernovas. Mas em 2017, os cientistas puderam observar outro processo - a fusão de duas estrelas de nêutrons. O resultado é um objeto e muitos detritos. Como resultado, desses fragmentos surge um “tsunami”, que consiste em nêutrons puros. A densidade de tal fluxo é bastante grande - é comparável à densidade água.

Muitos nêutrons são “empurrados” para qualquer átomo que se encontre no caminho desse fluxo. Em seguida, eles decaem em prótons e elétrons e, como resultado, são obtidos elementos mais pesados. Por exemplo, ouro.

Hoje, os cientistas sabem que a maioria dos metais pesados ​​em nosso universo foi formada dessa maneira.