Conferenza: Idee moderne sull'origine e l'evoluzione del Sole e delle stelle

Il sole si è formato da un'enorme nube di gas 4,5 miliardi di anni fa. Proprio come le altre stelle che si uniscono da nubi molecolari, il Sole è cresciuto gravitazionalmente da un oceano di idrogeno, elio e tracce di altri elementi. I pianeti si sono formati dai resti della materia. L'accumulo e le collisioni ne hanno determinato le dimensioni e la posizione nel gioco del biliardo cosmico.

Quando il modello eliocentrico venne accettato nel XVIII secolo, sorsero interrogativi sulle origini del sistema solare. L'ipotesi nebulare - che il Sole e i pianeti si siano formati da una gigantesca nube di gas - fu proposta nel 1734 da Emanuel Swedenborg e sviluppata più tardi nello stesso secolo da Immanuel Kant e Pierre Simon Laplace. Sebbene generalmente corretto, da allora è stato notevolmente sviluppato. Proprio come le altre stelle si formano da nubi molecolari - la Nebulosa di Orione, per esempio - il Sole deve essersi formato da una nube ricca di idrogeno, elio e tracce di altri elementi. Apparentemente la nube antenata del Sole aveva un diametro di molti anni luce e conteneva abbastanza gas da creare migliaia di Soli. La nostra stella potrebbe non essere stata l'unica in questa nube: a giudicare dai meteoriti contenenti un isotopo pesante di ferro, la nebulosa era inquinata dalle emissioni di una supernova vicina. Pertanto, il Sole potrebbe essere cresciuto insieme ad altre stelle massicce che hanno avuto una vita più breve ed sono esplose prima della nascita del Sistema Solare. Il sole è cresciuto gradualmente da una zona particolarmente densa della nuvola a causa dell'azione delle forze gravitazionali. Nel corso di 100.000 anni divenne una protostella, una palla di gas calda e densa in cui la fusione nucleare non era ancora avvenuta. Era circondato da un disco di gas e polvere centinaia di volte più grande del raggio dell'orbita terrestre odierna. Dopo circa 50 milioni di anni, il motore nucleare del Sole si accese e il Sole diventò una stella della sequenza principale.

Le regioni interne del Sistema Solare in formazione erano molto calde, rendendo difficile la sedimentazione dei componenti volatili come l'acqua. I pianeti rocciosi e ricchi di metalli si sono formati sulla base di atomi di elementi con punti di fusione elevati: ferro, nichel, leghe di alluminio, silicati: queste sono ora la base delle rocce vulcaniche osservate sulla Terra. I pianeti terrestri - Mercurio, Venere, Terra e Marte - sono cresciuti gradualmente dalla fusione di oggetti più piccoli. Si pensa che i pianeti interni si siano formati più lontano dal Sole rispetto alla loro posizione attuale perché le loro orbite si sono contratte mentre i pianeti rallentavano mentre si muovevano attraverso il gas ancora rimasto nel disco in graduale dissipazione.

I pianeti gassosi giganti - Giove, Saturno, Urano, Nettuno - si sono formati ulteriormente, oltre la "linea delle nevi", dove i componenti volatili rimangono congelati. Questi pianeti erano abbastanza grandi da poter aspirare atmosfere di idrogeno ed elio. Questi quattro costituiscono il 99% della massa in orbita attorno al Sole. Dopo 10 milioni di anni, il giovane Sole spazzò via tutto il gas rimasto nel disco, i pianeti presero il loro posto e smisero di crescere. Inizialmente si pensava che i pianeti si formassero principalmente dove li vediamo oggi. Ma nel ventesimo secolo gli astronomi si resero conto che tutto era diverso. Svilupparono nuove teorie e suggerirono che i pianeti si muovessero effettivamente attivamente a causa delle collisioni, il cosiddetto biliardo cosmico.

Quando i pianeti interni erano quasi formati, nella loro zona c'erano ancora molti pianeti embrionali delle dimensioni di una Luna. Si sono scontrati potentemente con i pianeti già pronti. Sappiamo che questo è accaduto: la Terra ha guadagnato la Luna in una di queste collisioni, Mercurio ha perso la maggior parte del suo guscio esterno in un'altra. La ragione più probabile di queste collisioni è che le orbite dei pianeti erano allora più allungate e quindi spesso intersecavano le traiettorie di oggetti più piccoli. Da allora, le orbite hanno cambiato forma e sono diventate quasi circolari, probabilmente a causa di collisioni successive o dell'attrazione gravitazionale dei detriti. I frammenti rocciosi nella fascia degli asteroidi tra Marte e Giove potrebbero essere i resti di un pianeta distrutto da molteplici impatti. Questa zona era particolarmente soggetta a cataclismi a causa dell'influenza gravitazionale di Giove, il pianeta più grande del sistema solare. Lo spostamento nell'orbita di Giove ha causato una distruzione diffusa. La “risonanza” gravitazionale ha agitato la zona adiacente alla sua orbita. Le collisioni che seguirono distrussero il pianeta situato lì, di cui rimase solo una manciata di asteroidi. Alcuni asteroidi ghiacciati provenienti da questa cintura potrebbero essere stati trasportati nell'orbita terrestre, provocando la comparsa di acqua sul giovane pianeta. Potrebbero fornire acqua e comete. Giove e gli altri pianeti esterni si stavano muovendo attivamente nelle fasi successive della formazione. Nei raggi dei pianeti più esterni, il disco sarebbe troppo freddo e diffuso per produrre oggetti veramente grandi. E così gli oggetti di Urano, Nettuno e della Cintura di Kuiper, inclusi Plutone e le comete, molto probabilmente iniziarono ad avvicinarsi al Sole e furono scagliati in lontananza dalle interazioni gravitazionali. Nettuno potrebbe essere finito appena dentro l'orbita di Urano e poi scappare oltre essa. La causa probabile è la danza orbitale iniziata tra Giove e Saturno 500 milioni di anni dopo la nascita del Sistema Solare. Per un certo periodo, il periodo orbitale di Giove fu la metà di quello di Saturno, causando vibrazioni risonanti che riverberarono in tutto il sistema solare. Nettuno fu espulso e piccoli corpi ghiacciati furono sparsi nella fascia di Kuiper.

introduzione

eclissi della stella solare

Il sole gioca un ruolo eccezionale nella vita della Terra. L'intero mondo organico del nostro pianeta deve la sua esistenza al Sole. Il sole non è solo una fonte di luce e calore, ma anche la fonte originaria di molti altri tipi di energia (petrolio, carbone, acqua, vento).

Sin dai tempi antichi, il Sole è stato oggetto di culto tra diversi popoli. Era considerato la divinità più potente. Il culto del Sole invincibile era uno dei più diffusi (Helios - il dio greco del Sole, Apollo - il dio del Sole tra i romani, Mitra - tra i persiani, Yarilo - tra gli slavi, ecc.). In onore del Sole furono eretti templi, composti inni e fatti sacrifici. Il culto religioso della luce del giorno appartiene al passato. Ora gli scienziati stanno studiando la natura del Sole, scoprendo la sua influenza sulla Terra e lavorando sul problema dell'utilizzo dell'energia solare praticamente inesauribile.

Il sole è la nostra stella. Studiando il Sole apprendiamo molti fenomeni e processi che avvengono su altre stelle e sono inaccessibili all'osservazione diretta a causa delle enormi distanze che ci separano dalle stelle.

Evoluzione del Sole e del Sistema Solare

L'età del Sole è di circa 4,5 miliardi di anni. Dalla sua nascita ha consumato la metà dell’idrogeno contenuto nel suo nucleo. Continuerà a emettere "pacificamente" per i prossimi 5 miliardi di anni circa (anche se la sua luminosità raddoppierà all'incirca durante quel periodo). Ma alla fine finirà l’idrogeno combustibile, portando a cambiamenti radicali che sono normali per le stelle, ma che sfortunatamente porteranno alla completa distruzione della Terra (e alla creazione di una nebulosa planetaria).

Evoluzione del Sole:

R. Le reazioni nucleari nel nucleo iniziano a verificarsi al Sole. Questa è chiamata la nascita di una stella; prima che inizino le reazioni nucleari, l'oggetto è chiamato protostella e la temperatura nel nucleo è ancora troppo bassa perché possa iniziare la combustione nucleare.

B. A questo punto, circa la metà dell'idrogeno nel nucleo sarà stata convertita in elio. Questa è la situazione in cui si trova adesso il Sole (sono passati circa 4,5 miliardi di anni dalla nascita del Sole).

C. L'idrogeno nel nucleo è quasi completamente trasformato e la combustione dell'idrogeno inizia nella sorgente stratificata attorno al nucleo. Ciò fa sì che il Sole si gonfi. Il suo raggio diventa circa il 40% più grande e la sua luminosità raddoppia.

D. Tra un miliardo e mezzo di anni, la superficie del Sole sarà 3,3 volte più grande di quella attuale e la temperatura scenderà a 4300 gradi Kelvin. Se visto dalla Terra, il Sole apparirà come una grande palla arancione. Tuttavia, il problema principale è che la temperatura della Terra aumenterà di 100 gradi e tutti i mari evaporeranno, quindi non ci saranno osservatori di questo quadro grandioso. Nei prossimi 250 milioni di anni, il raggio del Sole aumenterà di 100 volte e la sua luminosità aumenterà di oltre 500 volte. Occuperà quasi la metà del cielo del pianeta che una volta era la Terra.

E. La temperatura del nucleo aumenterà così in alto che inizierà a verificarsi la reazione di conversione dell'elio in carbonio. Forse questo processo sarà di natura esplosiva e un terzo del guscio solare sarà disperso nello spazio.

Cosa accadrà dopo non è ancora noto. Il sole diventerà più luminoso e tutti gli strati esterni verranno sospinti nello spazio dal fortissimo vento solare. Questo fenomeno è chiamato formazione di una nebulosa planetaria; esempi di tali oggetti vengono spesso osservati nello spazio (c'è sempre una stella all'interno di una nebulosa planetaria che le ha dato vita).

Dopodiché rimarrà quasi solo il nucleo del vecchio Sole, la cosiddetta nana bianca, che ha una massa pari alla metà di quella del Sole moderno, ma con una densità di materia anormalmente elevata: 2 tonnellate per centimetro cubo. Questa nana bianca si raffredderà lentamente, si trasformerà in una nana nera e questa sarà la fine del Sole.

Abstract sull'astronomia completato da: Karimov A.

L'età delle stelle e del sole

L'età dei corpi celesti è determinata con metodi diversi. Il più accurato è determinare l'età delle rocce in base al rapporto tra la quantità dell'elemento radioattivo uranio in essa contenuto e la quantità di piombo. Il piombo è il prodotto finale del decadimento spontaneo dell'uranio. La velocità di questo processo è nota con esattezza e non può essere modificata in alcun modo. Meno uranio rimane e più piombo si accumula nella roccia, più vecchia è la sua età. Le rocce più antiche della crosta terrestre sono apparentemente un po' più antiche della crosta terrestre. Lo studio dei resti fossili di animali e piante mostra che nelle ultime centinaia di milioni di anni la radiazione solare non è cambiata in modo significativo. Ciò significa che il Sole deve essere più vecchio della Terra. Ci sono stelle che, come ha dimostrato per primo l'accademico V.A. Ambartsumyan, sono molto più giovani della Terra. Sulla base del tasso di consumo energetico delle supergiganti calde, si può giudicare che le possibili riserve della loro energia consentono loro di spendere così generosamente solo per un breve periodo. Ciò significa che le supergiganti calde sono giovani: hanno 1 milione-10 milioni di anni. anni.

Le stelle giovani si trovano nei bracci a spirale della galassia, così come le nebulose gassose da cui nascono le stelle. Le nebulose sono trattenute nei loro rami da un campo magnetico, ma le stelle non possono essere trattenute da un campo magnetico. Le stelle che non hanno avuto il tempo di allontanarsi dal ramo sono giovani. Quando lasciano il ramo, invecchiano.

Le stelle degli ammassi globulari, secondo la moderna teoria della struttura interna e dell'evoluzione delle stelle, sono le più antiche. Potrebbero arrivare a 10 miliardi. anni. È chiaro che il sistema stellare - le galassie devono essere più antiche delle stelle di cui sono composte. La maggior parte di essi deve avere almeno 10 miliardi di anni. anni. Nell'Universo stellare non si verificano solo cambiamenti lenti, ma anche rapidi, persino catastrofici. Ad esempio, per un periodo di circa un anno, una stella apparentemente ordinaria brilla come una "supernova" e durante lo stesso periodo di tempo approssimativo la sua luminosità diminuisce. Di conseguenza, probabilmente si trasformerà in una piccola stella fatta di neutroni e rotante con un periodo dell'ordine di un secondo o più veloce. La sua densità (mentre diminuisce) aumenta fino alla densità dei nuclei atomici e dei neutroni, e diventa un potente emettitore di raggi radio e X che, come la sua luce, pulsano con il periodo di rotazione della stella. Un esempio di tale pulsar, come vengono chiamate, è la debole stella al centro della radio nebulosa del Granchio in espansione. Sono già noti molti resti di esplosioni di supernova sotto forma di pulsar e radio nebulose come la Nebulosa del Granchio.

Innanzitutto, la scienza ha sollevato la questione dell'origine del sistema solare, ma in seguito è diventato chiaro che doveva essere risolta insieme al problema dell'origine e dello sviluppo delle stelle. Forse è difficile risolverlo correttamente senza la conoscenza di come si formano e si sviluppano le galassie.

Dipendenza dell'evoluzione delle stelle dalla loro massa.

Secondo i concetti moderni, il percorso di vita di una singola stella è determinato dalla sua massa iniziale e dalla composizione chimica. Non possiamo dire con certezza quale sia la possibile massa minima di una stella. Il fatto è che le stelle di piccola massa sono oggetti molto deboli e piuttosto difficili da osservare. La teoria dell'evoluzione stellare afferma che nei corpi che pesano meno di sette-otto centesimi della massa del Sole non possono verificarsi reazioni termonucleari a lungo termine. Questo valore è vicino alla massa minima delle stelle osservate. La loro luminosità è decine di migliaia di volte inferiore a quella del sole. La temperatura sulla superficie di tali stelle non supera i 2-3 mila gradi. Una di queste nane fioche, rosso violaceo, è la stella più vicina al Sole, Proxima, nella costellazione del Centauro.

Nelle stelle di grande massa, al contrario, queste reazioni procedono a velocità enorme. Se la massa di una stella nascente supera le 50-70 masse solari, dopo l'accensione del combustibile termonucleare, una radiazione estremamente intensa con la sua pressione può semplicemente eliminare la massa in eccesso. Stelle la cui massa è vicina al limite sono state scoperte, ad esempio, nella Nebulosa Tarantola nella nostra galassia vicina, la Grande Nube di Magellano. Esistono anche nella nostra Galassia. Tra qualche milione di anni, e forse anche prima, queste stelle potrebbero esplodere come supernovae (così vengono chiamate le stelle che esplodono con un'elevata energia flash).

La struttura delle stelle dipende dalla massa. Se una stella è molte volte più massiccia del Sole, nelle sue profondità si verifica un'intensa mescolanza di materia, come l'acqua bollente. Questa regione è chiamata nucleo convettivo della stella. Più grande è la stella, maggiore è la sua parte di nucleo convettivo. Il resto della stella rimane in equilibrio. La fonte di energia si trova nel nucleo convettivo. Quando l'idrogeno viene convertito in elio, la massa molecolare del materiale del nucleo aumenta e il suo volume diminuisce. Allo stesso tempo, le regioni esterne della stella si espandono, questa aumenta di dimensioni e la temperatura della sua superficie diminuisce. Una stella calda, una gigante blu, si sta gradualmente trasformando in una gigante rossa.

La durata della vita di una stella dipende direttamente dalla sua massa. Le stelle con una massa 100 volte quella del Sole vivono solo pochi milioni di anni. Se la massa è due o tre volte quella solare, la durata della vita aumenta fino a un miliardo di anni.

Fasi dello sviluppo delle stelle.

La nascita delle stelle è un processo misterioso, nascosto ai nostri occhi, anche a quelli armati di telescopio. Solo a metà del XX secolo. gli astronomi si sono resi conto che non tutte le stelle sono nate contemporaneamente nella lontana era della formazione della Galassia e che anche ai nostri tempi compaiono giovani stelle. Negli anni '60 -'70. Fu creata la primissima teoria, ancora molto approssimativa, della formazione stellare. Successivamente, la nuova tecnologia di osservazione - telescopi a infrarossi e radiotelescopi a onde millimetriche - ha ampliato significativamente la nostra conoscenza della nascita e della formazione delle stelle. E lo studio di questo problema è iniziato ai tempi di Copernico, Galileo e Newton.

Avendo creato la teoria della gravitazione universale, Isaac Newton ha spinto molte persone curiose a pensare alle ragioni dell'evoluzione dei corpi celesti. Uno dei sacerdoti colti e ambiziosi, il dottor Richard Bentley, che cercò di utilizzare i risultati scientifici per dimostrare l'esistenza di Dio, studiò in dettaglio le opere di Newton e di tanto in tanto si rivolgeva al grande fisico con domande.

In una delle sue lettere, Bentley chiese se la gravità potesse spiegare l'origine delle stelle. Newton cominciò a riflettere su questo argomento e in un messaggio di risposta al giovane sacerdote datato 10 dicembre 1692, delineò il suo punto di vista sulla possibilità di affollamento gravitazionale della materia cosmica: “... Se questa materia fosse uniformemente distribuita nello spazio infinito, non potrebbe mai unirsi in una massa, ma una parte di essa si condenserebbe qui, e un'altra là, formando un numero infinito di enormi masse, sparse a enormi distanze l'una dall'altra in questo spazio infinito.

Ecco come si potrebbero formare il Sole e le stelle fisse..."

Da allora, l'idea di Newton non è mai stata messa in discussione quasi da nessuno. Ma ci sono voluti tre secoli perché la grande congettura diventasse una teoria affidabile, saldamente basata sulle osservazioni.

Cosa intendeva Newton quando parlava di materia distribuita nello spazio? In effetti, la materia interstellare fu scoperta subito dopo l'invenzione del telescopio.

Le nubi di gas appaiono come punti nebbiosi nel cielo. N. Peyresque menzionò per la prima volta la Grande Nebulosa di Orione nel 1612. Con il miglioramento dei telescopi, furono scoperte altre macchie nebulose. Nel catalogo di Charles Messier (1783) ne vengono descritti 103, e negli elenchi di William Herschel (1818) si annotavano già 2.500 oggetti di “tipo non stellare”. Infine, il Nuovo Catalogo Generale delle Nebulose e degli Ammassi Stellari di John Dreyer (1888) elenca 7.840 oggetti non stellari.

Per tre secoli, le nebulose, in particolare le nebulose a spirale, furono considerate formazioni relativamente vicine associate alla formazione di stelle e pianeti. Herschel, ad esempio, era assolutamente sicuro di non solo aver trovato molte nuvole di materia prestellare, ma anche di aver visto con i propri occhi come questa materia, sotto l'influenza della gravità, cambia gradualmente forma e si condensa in stelle.

Come si è scoperto in seguito, alcune nebulose sono effettivamente associate alla nascita delle stelle. Ma nella maggior parte dei casi, le macchie luminose e nebulose si sono rivelate non essere nubi di gas, ma sistemi stellari molto distanti. Quindi l'ottimismo degli astronomi era prematuro e la strada verso il segreto della nascita delle stelle era ancora lunga da percorrere.

Entro la metà del 19 ° secolo. i fisici potrebbero applicare alle stelle le leggi dei gas e la legge di conservazione dell’energia. Da un lato si sono resi conto che le stelle non possono brillare per sempre. La fonte della loro energia non è stata ancora trovata, ma qualunque sia, l'età della stella è ancora misurata e nuove stelle devono nascere per sostituire quelle vecchie.

D'altra parte, quelle nubi luminose e calde di gas interstellare che gli astronomi riuscivano a rilevare con i loro telescopi chiaramente non erano adatte ai fisici come presunta sostanza delle future stelle. Dopotutto, il gas caldo tende ad espandersi sotto l'influenza della pressione interna. E i fisici non erano sicuri che la gravità potesse sconfiggere la pressione del gas.

Quindi, cosa vincerà: la pressione o la gravità? Nel 1902, il giovane fisico inglese James Genet studiò per primo le equazioni del moto dei gas tenendo conto della gravità e scoprì che avevano due soluzioni. Se la massa di un gas è piccola e la sua gravità è debole e viene riscaldata sufficientemente forte, in essa si propagano onde di compressione e rarefazione: normali vibrazioni sonore. Ma se la nube di gas è massiccia e fredda, la gravità supera la pressione del gas. Quindi la nuvola inizia a restringersi nel suo insieme, trasformandosi in una densa palla di gas: una stella. I valori critici della massa (Mj) e delle dimensioni (Rj) della nuvola, ai quali perde stabilità e inizia a restringersi in modo incontrollabile - collassare, da allora sono stati chiamati valori di Jeans.

Caratteristiche dei principali stati del gas interstellare

Tuttavia, ai tempi di Jeans e anche molto più tardi, gli astronomi non erano in grado di indicare il gas da cui si formano le stelle. Mentre cercavano la materia prestellare, i fisici finalmente capirono perché le stelle brillano. Gli studi sul nucleo atomico e la scoperta delle reazioni termonucleari hanno permesso di spiegare il motivo del lungo bagliore delle stelle.