Ce qui est brassé dans des étoiles particulières

Une fois Sir Arthur Eddington, considéré comme le fondateur de l'astrophysique théorique, a déclaré que « rien n'est plus simple qu'une étoile ». En effet, malgré toute leur grandeur, la plupart des étoiles sont des objets presque uniformes et très stables. Pendant des millions, des milliards, voire des milliards d' années, l' étoile de la séquence principale recycle ses réserves d'hydrogène, se déplaçant progressivement vers la partie rouge du spectre, et à la fin du trajet, en règle générale, se transformant en naine blanche. Dans le même temps, nous ne pouvons parler de milliers de milliards d'années qu'hypothétiquement, mais les naines rouges et oranges peuvent vraiment exister pendant si longtemps, tandis que les supergéantes bleues s'éteignent en millions d'années. Par exemple, l' âge Spica (alpha Virgo) a environ 12,5 millions d'années.

L'étoile brille en raison du processus de fusion thermonucléaire, au cours duquel les noyaux d'hydrogène sont convertis en noyaux d'hélium, et l'hélium dans les dernières étapes de l'existence de l'étoile donne naissance à des éléments plus lourds. La séquence est approximativement la suivante (le numéro de l'élément dans le tableau périodique entre parenthèses) : hydrogène (1) → hélium (2) → petites impuretés de lithium (3) → carbone (6) → magnésium (12) → fer (26) + de petites impuretés de nickel (28 ), ainsi que des noyaux de cadmium et d'étain émergeant sporadiquement. En général, les éléments plus lourds que le fer ne se forment pratiquement pas dans les étoiles ordinaires. Leurs sources sont des explosions de supernova, dans lesquelles tous les éléments sont synthétisés au moins jusqu'à l'uranium (numéro atomique 92, masse atomique - 238), ainsi que des explosions d' hypernova, dans lequel l'effondrement de l'étoile mourante se produit progressivement et, en raison de l'énorme masse initiale de l'étoile, l'énergie libérée est encore plus élevée.

Soit dit en passant, il y a l'hypothèse suivante: l'abondance d'éléments lourds sur Terre peut être due au fait que dans un passé prévisible, non loin de notre planète, il y a eu une explosion d'hypernova et nous avons été "couverts d'une onde de choc" - ​​juste après cet événement, qui s'est produit il y a environ 400 millions d'années, sur La terre pourrait être laissée avec des traces de nickel-56 de courte durée.

Par conséquent, il est d'autant plus intéressant qu'il existe de nombreuses exceptions à ce système harmonieux. Jusqu'à 25 % des étoiles de la séquence principale sont particulières (de l'anglais « peculiar » - « strange »). Cela signifie que l'analyse spectrale révèle des lignes d'éléments, y compris celles beaucoup plus lourdes que le fer. De toute évidence, la composition de ces étoiles est due aux spécificités de leur évolution. C'est ce dont nous parlerons ensuite. 

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J'espère avoir pu démontrer à quel point la déclaration d'Arthur Eddington au début de cet article était prématurée et naïve. Parfois, une étoile n'est pas un feu d'hydrogène-hélium, mais un réacteur nucléaire complexe, peut-être même un modèle conceptuel pour créer un réacteur astrophysique artificiel, qui, entouré de champs magnétiques, pourrait ressembler à... une étoile particulière. Par conséquent, je conclurai cet article par un autre aphorisme appartenant à Isaac Asimov : « La phrase la plus excitante qu'on  puisse entendre en science n'est pas « eurêka ! », mais « c'est drôle ». Ou, nous ajoutons, "... singulièrement."