- Что такое звезда?
- «Замученной звезды молочно-белый свет»
- Каким образом ученые пытаются определить величину звёзд
- Виды
- Звезды главной последовательности
- Красные гиганты и сверхгиганты
- Белые карлики
- Протозвезда
- Коричневые карлики
- Переменные звезды
- Звезды типа Т Тельца
- Звезды типа Вольфа-Райе
- Сверхновые
- Нейтронные
- Двойные звезды
- Северная и южная половина небесного свода
- Как невооруженным глазом отличить планету от звезды на небе
- Цикл жизни звезды
- Этап 1: Газ и пылевое облако: туманность
- Этап 2: Протостар (Рождение Звезды)
- Этап 3: Звезда Главной последовательности
- Этап 4: Смерть звезды в космосе
- История наблюдений
- Размеры, масса и светимость звезд
- Звезды и компьютерные модели
- Колыбель звёзд
- Главная последовательность звёзд
- Структура звезд Вселенной
- Коллапсирующие ядра
- Классификация звезд
- Белые карлики
- Новые
- Сверхновые
- Нейтронная звезда
Что такое звезда?
Звезда — это гигантский газовый шар. Газ в нем настолько горячий, что он светится. Звезда состоит в основном из двух элементов, водорода и гелия. Может возникнуть вопрос: «Если звезда состоит из газа, то почему газ не исчезает?”
Это очень хороший вопрос. Вот ответ: газовый шар настолько велик, что атомы в газе удерживаются вместе за счет собственной гравитации.
Теперь возникает другой вопрос: «Если гравитация удерживает форму звезды, почему она не «сжимает» звезду к центру?”
Да, именно это и происходит. Внутри шара гравитация настолько сильна, что атомы газа фактически падают в центр, вызывая огромное повышение температуры. Именно эта высокая температура вызывает ядерную реакцию, называемую «реакцией синтеза». С его помощью элементарные атомы объединяются, образуя тяжелые элементы.
Когда происходит это слияние, высвобождается огромное количество энергии. Эта энергия оказывает внешнее давление, исходящее из центра, и действует как уравновешивающая сила против внутренней гравитационной силы. Это сохраняет звезду такой, какая она есть, и предотвращает ее разрушение из-за гравитации.
«Замученной звезды молочно-белый свет»
Чтобы покончить с жизнью во взрывном сценарии, новорожденная звезда должна притянуть как минимум восемь солнечных масс. Однако звезды с очень скромной начальной массой взрываются в двойных системах, с которых мы и начнем.
Звезды с массами до половины массы Солнца (красные карлики) синтезируют гелий из водорода в своих ядрах и на этом успокаиваются. Легкие потяжелее ведут себя гораздо интереснее. Когда в центре такой звезды образуется гелиевое ядро, где уже не происходит горения, оно начинает сжиматься под действием силы тяжести. При сжатии температура ядра повышается, а прилегающий слой водорода нагревается до порога, за которым начинаются термоядерные реакции.
При перетекании тепла из этого слоя на поверхность звезды атмосфера раздувается настолько, что звезда раздувается в десятки и сотни раз. В процессе расширения оболочка звезды постепенно остывает, максимум оптического спектра смещается в длинноволновую сторону, и звезда превращается в красного гиганта. Такая участь ждет наше солнце.
Судьба звездного ядра также зависит от начальной массы звезды. Если она ненамного больше половины Солнца, в ядре остается гелий. Пока он продолжает сжиматься, но не нагревается до температур порядка 100 миллионов градусов, когда начинаются новые термоядерные превращения. Ядра более массивных звезд нагреваются так, что они способны производить углерод и кислород. Если начальная масса звезды в несколько (но не более чем в восемь) раз превышает массу Солнца, в ядре происходит синтез неона и магния. Но элементы с большими атомными номерами там не образуются, так как такая звезда не в состоянии сжать свое ядро, чтобы достичь температур, необходимых для синтеза.
Поскольку генерация термоядерной энергии продолжается в ядре и вокруг него, оболочка звезды расширяется еще больше, и красный гигант становится сверхгигантом. Однако эти космические гиганты нестабильны. В конечном итоге гигантская звезда сбрасывает свои внешние слои, оставляя после себя только голое ядро — новорожденного белого карлика.
В молодости ее эффективная температура поверхности измеряется десятками тысяч градусов, поэтому она выглядит как бело-голубая звезда — отсюда и название (прямо из «Томлинсона» Киплинга, где у Врат Ада «молочно-белый свет сожгла замученную звезду»). Но одиночный карлик обречен на постепенное охлаждение. Он станет желтым, красным, а затем пойдет полностью в оптическую область. Дело это не быстрое, счет идет на многие миллиарды лет. Пока самые слабые белые карлики, занесенные в астрономические каталоги, немного холоднее Солнца.
Более легкие звезды порождают гелиевых белых карликов, а более массивные (например, наше Солнце) порождают углеродно-кислородных карликов. Радиус типичного белого карлика сравним с Землей, а масса составляет 0,6–1,2 массы Солнца. Белых карликов с массой больше 1,44 массы Солнца не существует и существовать не может, но об этом позже.
Материя белого карлика сжимается до таких давлений, что электронные оболочки атомов разрушаются. Возникает особый тип плазмы, состоящей из ядер атомов и вырожденного газа обобществленных электронов, движение которых подчиняется законам квантовой механики. Давление такого газа (так называемое давление Ферми) не зависит от температуры и определяется исключительно плотностью, поэтому охлаждение белого карлика не влияет на его внутреннюю структуру.
В отличие от родительской звезды, это чрезвычайно стабильная физическая система: если белый карлик не поглотит черная дыра, он выживет до тех пор, пока протоны не начнут распадаться, как предписывают им современные теории физики элементарных частиц. Их период полураспада, безусловно, превышает 1032 года.
Каким образом ученые пытаются определить величину звёзд
Но нельзя сказать, что мы совсем потеряли всякую надежду на этот счет, потому что мы можем узнать какие-то другие данные о той или иной звезде, по которым можно хотя бы догадываться о ее вероятной величине. Например, если мы знаем расстояние до звезды, ее светимость и количество вещества в ней, то мы будем очень близки к тому, чтобы угадать, каким должно быть вероятное значение.
Самое большее, что мы можем сказать, это то, что та или иная звезда, вероятно, во много раз больше Солнца, потому что она излучает во столько же раз больше света.
Виды
Помимо массы, размера и т д звезды делятся на разные типы с уникальными свойствами.
Звезды главной последовательности
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
Этот индикатор основан на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На нем звезды расположены по диагонали. Самый светлый (синий) в верхнем левом углу. Тусклый (красный) — внизу справа.
Звезды главной последовательности имеют те же ядерные реакции, что и в их ядрах, а именно превращение водорода в гелий. Спектральный класс и температура звезды в этом случае зависят от ее массы, которая измеряется относительно Солнца.
По этой классификации космические объекты бывают:
- синий (О);
- синий и белый (Б);
- белый (А);
- желто-белый (F);
- желтый (Г);
- оранжевый (К);
- красный (М).
Красные гиганты и сверхгиганты
Модель красного гиганта
Температура поверхности этого типа звезд колеблется от 3000К до 5000К. Однако они имеют более яркую яркость. Внутри объекта горит гелий, который со временем превращается в углерод.
Гиганты окрашены в красный и оранжевый цвета и находятся над звездами главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. По диаметру они превышают Солнце от 100 до 800 раз, а в некоторых случаях (YV Большого Пса) — в 1024.
Белые карлики
Белые карлики
Белые карлики
Белые карлики
Модель белого карлика
Они являются завершающей стадией эволюции звезд. По сути, это ядра объектов, потерявших внешнюю оболочку в результате процессов расширения.
Они маленькие (в 100 раз меньше Солнца) и слабо светятся (в 10 000 раз меньше), хотя их масса почти равна массе Солнца. Последнее объясняется высокой плотностью вещества в них.
Белые карлики — это сгустки электронно-ядерной плазмы, лишенные источников энергии. Их свечение происходит за счет расхода запасов тепла.
Протозвезда
Протозвездная модель
Это скопление газа, которое образуется после падения молекулярного облака. Ее все же нельзя назвать полноценной звездой. Эволюционная фаза длится примерно 100 000 лет. Затем сила тяжести увеличивается, и формация начинает разрушаться.
Постепенно накапливается газ, который высвобождает энергию. Это запускает остальную часть процесса звездообразования.
Коричневые карлики
Модель коричневого карлика
Коричневые карлики — это космические объекты, которые слишком велики для планет, но слишком малы для звезд. Их масса достигает 0,08 солнечной энергии.
Процесс их образования подобен обычным звездам, но им не хватает давления и температуры, чтобы начать процесс ядерного синтеза. В их кишечнике находятся легкие элементы — бор, бериллий и литий. Когда реакции, происходящие между ними, прекращаются, объект выходит и превращается в планетоподобное космическое тело.
Возможность существования коричневых карликов давно доказана, но ученые долгое время не могли обнаружить их непосредственно в космосе. Первый объект этого типа был найден в 2004 году в созвездии Гидры. Это 2М1207.
Переменные звезды
Переменные звезды
Переменные звезды — это объекты, которые изменяют свою яркость один или несколько раз. Это может быть вызвано внутренними процессами и рядом других причин. В прошлом изменение света космических объектов воспринималось людьми как нечто сверхъестественное. С научной точки зрения на эту проблему обратили внимание еще в 17 веке. С 19 века их классифицируют по механизмам изменения яркости.
Затменные переменные звезды — это два близких объекта, которые периодически закрывают друг друга для наблюдателя с Земли. Из-за этого меняется их яркость.
Пульсирующие переменные звезды меняют свой блеск из-за периодического сжатия и расширения космического объекта. Это связано с тем, что их гравитация и внутреннее давление непостоянны. Во время пульсации излучаемая область меняет размеры, за счет чего изменяется яркость.
Неправильные переменные звезды имеют более сложные причины, которые заставляют их свет пульсировать. Они еще мало известны науке.
Звезды типа Т Тельца
T Телец звездная модель
Так называют объекты, находящиеся на промежуточной стадии развития протозвезды, когда вся энергия сформировалась под действием гравитационной силы. Они еще недостаточно нагрелись, чтобы в них начался ядерный синтез.
На звездах типа Т Тельца наблюдатели видели порывы ветра, большие пятна и рентгеновские вспышки. Продолжительность процессов охватывает 100 000 лет.
Звезды типа Вольфа-Райе
Звезда Вольфа-Райе
Такие звезды примерно в 10 раз больше Солнца. Они характеризуются высокой температурой (до 50 000К) и яркостью. Среди других звезд с подобными показателями светила этого типа отличаются особыми спектрами, присущими только им. Споры о том, как образовались звезды Вольфа-Райе, продолжаются до сих пор. Самая популярная версия состоит в том, что они происходят из остатков гелия крупных звезд.
У этого класса ночных светил есть свои спектральные типы звезд:
- WN — в их спектрах обнаружены линии азота и гелия;
- WO — сильные линии кислорода в спектрах таких звезд;
- WC — богат углеродом.
На сегодняшний день учеными обнаружено 230 звезд этого типа.
Интересный факт: человек способен увидеть невооруженным глазом до 3 тысяч звезд в ясную ночь.
Сверхновые
Модель сверхновой
Сверхновые — это объекты, в которых произошел взрыв в результате эволюционных процессов. Это явление видно издалека. Земному наблюдателю это покажется сильным и самопроизвольным усилением света от звезды, которое может длиться до 10 дней. Такие явления можно увидеть даже днем и невооруженным глазом. Сверхновые отличаются от новых звезд мощностью взрыва.
Нейтронные
Модель нейтронной звезды
Если масса звезды была меньше 1,35 солнечной, то после взрыва она не станет белым карликом, а станет сверхновой. Результатом этого процесса является ядро. Ее называют нейтронной звездой. Это происходит из-за сжатия протонов и электронов силой тяжести.
Если масса объекта превышала массу Солнца более чем в 3 раза, на месте взрыва образуется черная дыра. Радиус нейтронной звезды редко превышает 20 км. Объект имеет сильное магнитное поле, которое создается за счет быстрого вращения — 1000 об/мин.
Двойные звезды
Модель с двойной звездой
Это система из двух звезд, которые притягиваются гравитацией. Некоторые объекты не только вращаются друг вокруг друга, но и обмениваются массами материи. К этому типу относится около 50% всех звезд нашей Галактики.
Двойные звезды обозначаются латинскими буквами. «А» — ярче и массивнее. «В» — скучно и легко.
Северная и южная половина небесного свода
Каждый, кто живет в нашей части света, должен знать некоторые из важнейших созвездий и звезд, которые можно увидеть отсюда без каких-либо приборов, к тому же с помощью которых греки сделали такие великие открытия в астрономии, а именно пару их собственные глаза и мысли.
Приложенные здесь рисунки показывают то, что мы на самом деле давно должны были знать, и я перечислю основные нарисованные там звезды. Но единственное, что не изображено на рисунках и по красоте может соперничать с созвездиями, — это северная половина Млечного Пути, огромный яркий пояс, проходящий прямо по небу.
Как невооруженным глазом отличить планету от звезды на небе
Любуясь звездным небом, вы можете заметить, что некоторые объекты мерцают. Это звезды. Они ослепляют из-за преломления света, идущего от него через воздушные потоки, которые бывают горячими и холодными.
На горизонте звезды мерцают ярче, так как между ними на наш взгляд больше слоев атмосферы. Нет человека, который не видел бы падающую звезду.
Планеты ближе к глазу наблюдателя, чем звезды, поэтому наш глаз различает их не как точки, а как светящиеся диски.
Снижение яркости в одной точке компенсируется увеличением яркости в другой. Из-за этого свет от планет кажется однородным и статичным.
Меркурий, Венеру, Марс, Юпитер, Сатурн и иногда Уран можно увидеть невооруженным глазом. Нептуна не видно.
Цикл жизни звезды
Все звезды следуют одному и тому же циклу рождения и смерти. Вот этапы:
- Газопылевое облако (сырье)
- Протостар (рождение)
- Основная последовательность (взрослость)
- Смерть
Давайте рассмотрим каждый этап отдельно и поймем, как формируется звезда и что с ней происходит в течение ее жизни.
Этап 1: Газ и пылевое облако: туманность
Это газ и пыль, разбросанные по Вселенной и присутствующие почти во всех галактиках. Этот газ и пыль просто существуют и ничего не делают.
Однако устойчивое состояние газа и пыли может быть нарушено внешним событием, таким как прохождение кометы или взрыв сверхновой звезды где-то поблизости. Так начинается процесс звездообразования.
Внезапное гравитационное возбуждение заставляет газы и пыль сталкиваться друг с другом и слипаться, образуя огромные облака — туманности.
Одна туманность может простираться на сотни или тысячи световых лет. Эти туманности иногда называют «звездными яслями». То есть внутри этих огромных облаков формируются звезды.
Этап 2: Протостар (Рождение Звезды)
Внутри туманности непрерывно возникает турбулентность, из-за которой создаются скопления большого количества газов и пыли. Эти узлы или комки начинают «тереться» друг о друга из-за собственного гравитационного притяжения. По мере того как этот коллапс продолжается, материал в центре начинает постепенно нагреваться.
Это горячее ядро называется Протозвездой. Он находится в центре схлопывающегося облака и однажды станет звездой. Протозвезда какое-то время будет расти, так как к ней будет притягиваться все больше и больше облаков. В результате температура ядра также будет продолжать расти.
Этап 3: Звезда Главной последовательности
В какой-то момент протозвезда достигает критической температуры, когда атомы водорода начинают сливаться вместе, образуя атомы гелия. Это называется «реакцией синтеза”.
Когда начинается реакция синтеза, выделяется огромное количество энергии. Коллапс газа и пыли продолжается до тех пор, пока энергия, выделяемая в результате реакции синтеза, не сравняется с гравитационным притяжением ядра. Это состояние называется «гидростатическим равновесием», и протозвезда становится так называемой звездой главной последовательности.
«Мы покорили космическое пространство, но не наш внутренний мир”.
Джордж Карлин
Что на самом деле происходит на стадии гидростатического равновесия?
Ядро звезды оказывает гравитационное воздействие, но в то же время энергия, высвобождаемая в результате реакции синтеза, выталкивается наружу из центра. Таким образом, гравитационное притяжение ядра внутрь и выброс энергии наружу уравновешивают друг друга, и звезда приобретает сферическую форму. Это фаза зрелости звезды.
- Звезде может потребоваться миллионы лет, чтобы достичь совершеннолетия с самого начала ее коллапса. Нашему солнцу понадобилось 50 миллионов лет, чтобы достичь совершеннолетия!
- Большинство звезд, которые мы видим во Вселенной, являются звездами главной последовательности.
- Звезды главной последовательности остаются зрелыми очень долго, до миллиардов лет. Например, наше Солнце будет звездой главной последовательности в общей сложности 10 миллиардов лет (из которых 4,5 уже прошло).
- Звезда остается звездой главной последовательности, пока есть топливо для реакции синтеза. Это означает, что пока есть атомы водорода, которые сливаются в атомы гелия, взрослая жизнь звезды будет продолжаться. Когда у звезды заканчивается топливо, она вступает в фазу умирания.
- Звезда обычно проводит 90% своей жизни на главной последовательности.
- Продолжительность фазы главной последовательности зависит от размера звезды и ее температуры.
Этап 4: Смерть звезды в космосе
Вот где история жизни звезды становится по-настоящему интересной.
Есть одно правило: чем больше звезда, тем короче ее жизнь.
Угасание звезды характеризуется фазой, в которой весь водород, находящийся в ядре, сгорает и образует гелий. Когда в ядре больше не остается водорода, реакция синтеза прекращается. Звезде больше не на что поддерживать свою жизнь. Гидростатическое равновесие нарушается, и ядро звезды начинает коллапсировать, а температура повышается.
В то же время вне ядра звезда может еще содержать водород. Это означает, что в оболочке будет продолжаться реакция синтеза. Энергия, излучаемая им, заставит оболочку расширяться.
В то же время внешние слои будут выталкиваться наружу все более горячим ядром. Поскольку оболочка продолжает расширяться, она будет остывать. В результате звезда станет так называемым красным гигантом
Если умирающая звезда очень массивна, ее коллапсирующее ядро достаточно велико, чтобы вызвать другие термоядерные реакции. Это означает, что гелий в коллапсирующем ядре будет сливаться и образовывать более тяжелые элементы, такие как железо.
Рекомендуем прочитать → Как делать ставки на спорт и выигрывать: метод, гарантирующий результат
К сожалению, такие экзотические реакции синтеза не очень стабильны. Иногда ядро перегорает или просто тухнет. Эта нестабильность в конечном итоге заставляет всю звезду пульсировать. Затем пульсирующая звезда выбрасывает свой расширенный внешний слой, образуя кокон из пыли и газа вокруг ядра.
Отныне размер ядра будет определять окончательную судьбу звезды. Дальше только интереснее!
История наблюдений
Телескоп Хаббл
Звездное небо привлекало людей с древних времен. Сначала ему приписывали мифические свойства, затем человечество научилось использовать его в практических целях. На протяжении многих веков моряки разных стран вели свои корабли, ориентируясь по звездам.
Людям всегда было любопытно. Они хотели изучить звездное небо, понять законы, по которым движутся светила. Именно поэтому астрономия считается одной из древнейших наук.
Технический прогресс не стоял на месте. Появляются телескопы и другие необходимые инструменты. В 17 веке были открыты закон всемирного тяготения и движения. Со временем люди поняли, что многие звезды напоминают Солнце и поэтому подчиняются одним и тем же законам физики.
В 19 веке появились фотография и спектроскопия (анализ световых волн, исходящих от объекта). Это позволило людям проникнуть в состав звезд и понять основные принципы движения звезд.
В 1937 году был изготовлен первый радиотелескоп, позволивший изучать излучение звезд. Это дало астрономам возможность лучше изучить внутреннее строение космических объектов.
В 1990 году был запущен первый космический телескоп Хаббл. С его помощью ученые смогли исследовать районы, недоступные для наблюдателей с Земли.
Размеры, масса и светимость звезд
Каждая звезда в космосе характеризуется тремя основными параметрами:
- Размер звезды. Это мера яркости звезд с точки зрения земного наблюдателя. Чем ярче объект, тем меньше его размер.
- Температура. Она колеблется от 2000°С до 100000°С и выше, повышаясь к центру активной зоны.
- Масса. Она меняется в зависимости от количества материи, присутствующей в небесном теле. Измеряется в солнечных массах.
- Плотность. Зависит от размера звезды. У великанов он гораздо меньше, чем у средних и малых светильников.
- Диаметр. Она варьируется от нескольких километров до сотен миллионов километров.
Светимость относится к количеству света, которое излучает единица площади звезды. Светимость Солнца принята за 1. Она относится к желтым карликам.
Дальнейшее распределение по классам зависит от яркости и цвета звезды, тождественного температуре. Размер звезд не является постоянной величиной и изменяется в течение их жизненного цикла.
Солнце — сияющее небесное тело в центре Солнечной системы. Диаметр почти 1000400000 км. Чтобы добраться от одного полюса до другого, требуется 2 месяца. Также требуется серьезная термозащита.
Но солнце не самый большой источник света. Самые яркие звезды крупнее Солнца. VV Cephei B, по самым скромным оценкам, в 13-25 раз больше Солнца.
Полярная звезда очень яркая, потому что она в 37 раз больше Солнца. Она относительно недалеко от нас. Звезда в Пионовом Облаке — одна из самых ярких во всем Млечном Пути.
Она в 92 раза больше Солнца. Но это не предел. Например, звездный гигант Денеб более чем в 2 раза превышает размеры предыдущего. Диаметр Денеба в 203 раза больше диаметра Солнца.
Гигант Ро Кассиопеи крупнее Денеба, его радиус в 500 раз больше солнечного.
Это мера длины, подобная солнечному радиусу. Он на гигантской Бетельгейзе составляет 995 таких мер.
Во вселенной все еще есть гиганты. Астрономы установили, что на пике пульсации их диаметры намного больше, чем у Солнца. Есть объекты, превышающие размеры небесных тел. Это черная дыра Сомбреро.
Как и все черные дыры, она была названа в честь галактики, в которой находится. Ее приблизительный диаметр составляет почти 6 миллиардов километров.
Если звезда имеет примерно такую же массу, как Солнце, она проживет несколько миллиардов лет. Затем он становится красным гигантом.
Затем, если вы сбросите водородную оболочку, он станет белым карликом. Звезды с большей массой живут дольше, чем звезды, подобные Солнцу. А через несколько миллиардов лет они станут красными сверхгигантами.
Затем они взрываются и, в зависимости от массы, становятся нейтронными телами или черными дырами.
Звезды и компьютерные модели
Хотя основной процесс звездообразования хорошо изучен, остается много вопросов. Стремясь получить больше информации, исследователи обращаются за помощью к гигантским моделям молекулярных облачных вычислений (GMCS). И результаты показывают, что нам, возможно, придется переосмыслить наше понимание звездообразования.
Облака, также называемые звездными яслями, в основном содержат молекулы водорода. Их масса как минимум в 10 000 раз превышает массу нашего Солнца, а диаметр колеблется от 15 до 650 световых лет.
Внутри таких облаков молекулы водорода начинают слипаться. И когда скопления достигают определенной плотности, начинается процесс звездообразования. Авторы исследования, опубликованного в журнале Nature, запустили одну из самых передовых симуляций гигантских молекулярных облаков.
Ничто не вечно во вселенной, даже звезды
Их компьютерная модель прослеживает 9 миллионов лет эволюции в звездном питомнике — гигантском молекулярном облаке, где рождаются звезды.
Разработанное моделирование учитывает основные физические механизмы обратной связи, такие как звездный ветер, магнитное поле и гравитация. Отправной точкой является облако, имеющее начальную массу в 20 000 раз больше массы нашего Солнца и диаметр 65 световых лет. По ходу моделирования формируются более яркие и массивные звезды, масса которых более чем в 10 раз превышает массу нашего Солнца.
Читайте также: Пришла повестка вне призыва: что делать призывнику?
Колыбель звёзд
Ученые до сих пор находят следы таких сооружений. Они существуют в виде космического фонового излучения, а также в виде межзвездных туманностей. Эти туманности состоят из водорода и гелия.
И именно из таких межзвездных туманностей, водородных облаков, образуются звезды. Но для этого необходимо, чтобы плотность газа в них достигла необходимого, очень высокого уровня.
В результате увеличения плотности газа повышается и его температура, вследствие чего молекулы начинают вращаться. И чем плотнее становится облако, тем сильнее вращение молекул. В результате молекулы водорода сталкиваются и имеют тенденцию излучать фотоны в определенном инфракрасном спектре.
В дальнейшем молекулярное облако, которое также называют звездной колыбелью, коллапсирует при вращении. Но при этом возникают центробежные силы, которые выталкивают конденсированное вещество наружу.
В результате получается протопланетный диск. Из диска могут образоваться не только звезды, но и планеты, но, скорее всего, они будут похожи на Юпитер, то есть будут газовыми гигантами.
Главная последовательность звёзд
В нашей галактике постоянно рождаются звезды. Когда начинает светиться новый источник света, говорят, что он «вошел в основную последовательность». То есть это такой период в жизни звезды, и он самый долгий в жизни звезды. Для наглядности его можно сравнить с человеком — детство, юность, взрослость, старость. Самый долгий период – взрослый. Также о звездах можно сказать, что это их взрослость, в это время они больше всего «работают» — светятся. В настоящее время Солнце является звездой главной последовательности.
Ближайшие к Солнцу звезды
Структура звезд Вселенной
Большую часть времени звезды находятся на стадии главной последовательности и состоят из ядра, короны, фотосферы и хромосферы. В недрах объекта постоянно происходят термоядерные реакции. Полученная энергия выходит через зоны излучения. По конвективным участкам мощность движется за счет горящих газов.
Фотосфера звезды – это ее поверхность. Это непрозрачная часть. Далее идет хромосфера, которая из-за присутствия водорода имеет красноватый оттенок. Корона – это внешняя сфера звезды. Эта часть объекта имеет высокую температуру и может соединяться с внешними слоями за счет конвекции.
Коллапсирующие ядра
Звезды с начальной массой более восьми масс Солнца заканчивают свою жизнь взрывами удивительной мощности, вызванными очень быстрым сжатием (коллапсом) их ядер. При таком взрыве выделяется гравитационная энергия в гигантских масштабах — до 1053—1054 эрг. При этом 99% выделяемой энергии уносится нейтрино, а остальное приходится на кинетическую энергию барионной материи.
Сотая часть этого остатка (то есть одна десятитысячная часть всего производства энергии) преобразуется в энергию фотонов, летящих в космос. И хотя вспышки света от умирающих массивных звезд представляют собой завораживающее зрелище, они составляют лишь одну сотую часть выделяемой энергии.
Именно такие космические катастрофы называют сверхновыми, или просто сверхновыми. Их делят на группы по оптическим спектрам. Эта классификация была предложена 80 лет назад Бааде и его коллегой по обсерватории Маунт-Вилсон Рудольфом Минковским, племянником известного математика, эмигрировавшего из Германии.
Излучение сверхновых типа I не содержит линий излучения водорода, которые есть у сверхновых типа II, но они включают семейство, спектры которого показывают присутствие ионизированного кремния. Представители группы Ia взрываются на основе механизма, отличного от гравитационного коллапса их ядер, поэтому о них мы поговорим позже.
Сверхновые двух других семейств первого типа (Ib и Ic), открытые в 1985 г., а также сверхновые второго типа «проходят через отдел коллапса». В среднем каждая большая галактика, такая как Млечный Путь, ежегодно сжигает от двух до трех сверхновых, а на каждую вспышку группы Ia приходится от трех до пяти сверхновых других разновидностей.
Хотя процессы коллапса массивных звезд в настоящее время рассчитываются с использованием хорошо разработанных физических моделей и мощных вычислительных ресурсов, многие детали этого процесса все еще далеки от ясности. Для иллюстрации рассмотрим в общих чертах типичную судьбу голубого сверхгиганта с начальной массой порядка 20–25 масс Солнца. Сгорает водородное топливо за 7 млн лет, еще полмиллиона лет займет формирование углеродно-кислородного ядра, нагретого до 200 млн К. С его возникновением термоядерный синтез прекращается, но ненадолго.
При отсутствии термической подпитки ядро сжимается под действием гравитации звездного вещества и соответственно нагревается. Достигнув температуры 600–800 млн К, углерод начинает гореть с образованием неона и магния, а еще через 600 лет начинает гореть кислород при температуре 2,3 млрд К. Он запускает цепочки ядерных превращений, приводящих к синтезу различных изотопов кремния, серы, фосфора, аргона, калия, кальция и скандия.
Американский астрофизик индийского происхождения С. Чандрасекар, будущий лауреат Нобелевской премии, в 1930-х годах сформулировал принцип, согласно которому, когда масса звезды превысит определенный предел, силы гравитации будут сильнее сил давления вырожденного газа, поэтому коллапс звезда будет продолжаться, и она сожмется до нуля. Масса, названная пределом Чандрасекара, составляет около 1,4 массы Солнца
За сутки до гибели звезды ядро нагревается до 3,3 млрд К. При этой температуре гамма-кванты разбивают ядра изотопа кремния-28 на ядра магния-24 и альфа-частицы, которые поглощаются другими ядрами с образованием все более более тяжелые элементы. Все это завершается образованием железа-56, рекордсмена по стабильности среди всех атомных ядер. Последний поглощается другими ядрами и образует все более тяжелые элементы.
Поскольку термоядерный синтез не идет, железное ядро сжимается и нагревается. В результате увеличивается кинетическая энергия атомов железа, и они претерпевают хаотические превращения. Некоторые из них распадаются, а некоторые, наоборот, вступают в реакции синтеза и дают более тяжелые элементы, например платину и золото.
Поскольку эти реакции происходят за счет накопленной тепловой энергии, температура ядра звезды падает, давление в ее веществе падает, и ядро снова начинает сжиматься. Этот процесс ускоряется, если вблизи ядра продолжаются процессы термоядерного синтеза, которые порождают все новые и новые железные ядра.
Затем наступает последняя катастрофа. Это происходит, когда масса ядра достигает порога, при котором давление вырожденного электронного газа уже не может противостоять гравитационному сжатию (этот порог, так называемый предел Чандрасекара, примерно на 44 % превышает массу Солнца). Ядро коллапсирует со скоростью до 20% скорости света. Электроны подталкиваются к ядрам и сливаются с протонами, превращаясь в нейтроны и нейтрино.
Нейтроны остаются на месте, а нейтрино улетают в космос. В результате ядро звезды охлаждается, давление в ее веществе снова падает, а скорость сжатия увеличивается. Этот процесс имплозии начинается и заканчивается в течение секунд, поэтому внешние слои звезды не успевают ничего почувствовать. Сторонний наблюдатель не заметит ни малейшего изменения в течение нескольких часов.
На данном этапе возможны два сценария. Считается, что звезды с массами от 30 до 100 масс Солнца полностью коллапсируют и порождают черные дыры. Звезды с массой в диапазоне 12-30 (другие модели моделирования 12-20) солнечных масс образуют ядра из нейтронного материала, плотность которого в 100 триллионов раз больше плотности воды. Внешние слои звезды падают на ядро и «отскакивают» от него со скоростью десятки тысяч километров в секунду.
Так как эта скорость намного выше скорости звука в звездном веществе, образуется ударная волна, которая буквально разрывает звезду изнутри. По всей вероятности, ему «помогают» тепловые нейтрино, исходящие от «кипящего» нейтронного ядра, нагретого как минимум до 150 млрд К (это максимально возможная температура в нынешней Вселенной). То, что осталось от звезды, — это деформированный нейтронный шар радиусом около десяти километров, окруженный облаком сверхгорячей плазмы. Это нейтронная звезда.
ГИПЕРНОВАЯ — «ДЕТИ» ЗВЕЗД ТЯЖЕЛОГО ВЕСА В апреле 2007 года была зарегистрирована сверхновая аномально большой мощности, выбросившая в космос огромное количество кремния и радиоактивного никеля 56, хотя ее существование теоретически предсказывалось еще в 1960-х годах. Звезде присвоен индекс SN 2007bi. Возможно, это было первое наблюдение сверхновой с парной нестабильностью. Звезды этой группы очень быстро сжигают водород и гелий.
После сгорания углерода в их ядрах образуются гамма-кванты, которые при столкновениях превращаются в электрон-позитронные пары, а возможно, и в более тяжелые частицы и античастицы. Но в этом случае пульсаций не происходит, и внешние слои звезды схлопываются в центр. Этот внутренний взрыв еще больше нагревает внутреннюю часть звезды, вызывая термоядерные реакции, в которых сплавляются различные тяжелые элементы, включая никель-56.
Давление в перегретом ядре катастрофически возрастает, и ядро взрывается, прежде чем схлопнуться в черную дыру. Поскольку все звездное вещество бесследно выбрасывается в космос, такие сверхновые являются одним из основных источников элементов с большими атомными номерами
Не исключено, что этот сценарий еще будет скорректирован: некоторые из динамических 3D-симуляций коллапсирующих сверхновых, над которыми работали с 2015 года в ряде исследовательских центров, показывают более сложную картину возникновения и распространения ударных волн. Однако такие симуляции выполняются только при значительном упрощении базовых моделей и требуют многомесячной обработки на суперкомпьютере. Чтобы сделать их более реалистичными, нужны компьютеры, на два порядка мощнее, но появятся они не раньше, чем через десять лет.
Парадоксально, но наиболее надежно моделируется гравитационный коллапс самых массивных звезд с начальной массой более 100 солнечных элементов. Уже на стадии синтеза кислорода в их недрах появляются жесткие гамма-кванты, которые при взаимных столкновениях превращаются в электрон-позитронные пары. Поскольку при этом теряется часть гамма-кванта, происходит падение радиационного давления, которое противодействовало гравитационному сжатию звезды и удерживало ее в состоянии гидростатического равновесия.
Кроме того, все зависит от исходной массы. Если она не превышала 130-140 солнечных, в недрах звезды возникают пульсации, способные инициировать быстрый выброс части вещества во внешние оболочки, но недостаточно сильные, чтобы полностью разрушить ее изнутри. Эти пульсации быстро гаснут, и звезда возобновляет коллапс, приводя к образованию железного ядра.
Для самых «легких» гигантов — звезд с начальной массой 8–12 масс Солнца — модельные расчеты дают несколько иную картину. Они также вызывают разрушение железных ядер, но в этом случае на стадии термоядерного горения углерода ядро прекращает дальнейшее сжатие, так что кислород не воспламеняется. Когда углерод полностью сгорает и превращается в неон и магний, ядро кислорода-неона-магния сжимается до тех пор, пока гравитация не уравновесится квантовым давлением вырожденного электронного газа.
Однако эта задержка кратковременна. Ядра неона и магния поглощают электроны и становятся изотопами элементов с меньшими номерами согласно периодической таблице. Плотность электронного газа уменьшается, ядро звезды сжимается, и процесс все равно заканчивается коллапсом железного ядра.
Классификация звезд
Так что же может случиться со звездой дальше?
Белые карлики
Белые карлики образуются из звезд среднего размера, имеющих примерно такую же массу, как наше Солнце. Да, наше Солнце — средняя звезда, и любая звезда с массой в 1,4 раза больше массы нашего Солнца тоже будет считаться средней.
Когда такие звезды главной последовательности освобождаются от своих внешних слоев из-за пульсаций, внутреннее ядро становится «открытым». Это ядро очень горячее и известно как белый карлик.
Белые карлики примерно такого же размера, как наша родная планета Земля. Однако они имеют гораздо большую массу. Это давно озадачило астрономов. Они спросили: «Если у белого карлика такая большая масса, почему он не сворачивается сам в себя?». Ответ на этот вопрос весьма интересен.
Оказывается, внутри белого карлика есть быстро движущиеся электроны, которые оказывают внешнее давление и не дают белому карлику коллапсировать.
Вот несколько интересных фактов об этих звездах:
- Чем крупнее звезда главной последовательности, тем массивнее будет ядро. Поэтому белый карлик становится плотнее.
- Чем меньше диаметр белого карлика, тем он массивнее!
- Только звезды среднего размера становятся белыми карликами. Это означает, что наше Солнце станет белым карликом.
- Если звезда имеет массу, превышающую массу Солнца более чем в 1,4 раза, она не станет белым карликом, потому что внешнее давление, создаваемое быстро движущимися электронами в ядре, не может уравновесить гравитационный коллапс. У таких звезд разная судьба.
Новые
Может случиться так, что белый карлик станет частью двойной звездной системы или системы с несколькими звездами. При этом вполне возможно, что он окажется достаточно близко к своим спутникам (звездам). Близость может позволить белому карлику вытягивать вещество (в основном водород) из внешнего слоя звезды-компаньона. Это приведет к формированию внешнего слоя самого белого карлика.
Если белому карлику удастся «втянуть» достаточное количество материи, внутри него может возобновиться термоядерная реакция. Потом вдруг становится намного ярче.
В этом случае белый карлик станет новой, но термоядерная реакция на поверхностном слое заставит его расшириться, и в итоге внешняя оболочка все же будет разрушена взрывом. Как только поверхностный слой исчезнет, вновь обретенный свет белого карлика исчезнет в течение нескольких дней. Затем он снова запустит цикл и снова сформирует новый.
Если белый карлик очень большой и образовался из звезды, намного большей, чем наше Солнце, то он может притянуть достаточно водорода, чтобы схлопнуться под действием собственной гравитации, взорвавшись и превратившись в сверхновую.
Сверхновые
Это настоящий космический фейерверк. Сверхновые «рождаются» из звезд главной последовательности, которые в 8 и более раз массивнее нашего Солнца.
Короче говоря, сверхновая сильно отличается от новой. У новой взрывается только внешний слой, а у сверхновой взрывается и ядро.
В очень больших звездах главной последовательности в ядре происходит множество экзотических ядерных реакций, в результате которых образуется железо. Образование железа означает, что звезда больше не может производить энергию.
Рекомендуемая литература → Влияние человека на погоду и климат: технологии, чтобы «играть в Бога»
Конечно, можно утверждать, что следующий раунд термоядерной реакции может превратить железо в более тяжелые элементы и высвободить энергию. Но этого не произойдет, потому что для ядерной реакции превращения железа в более тяжелые металлы энергия не выделяется, а расходуется. Таким образом, дальнейшая реакция ядерного синтеза невозможна.
На этом этапе (поскольку нет энергии для противодействия гравитации) железное ядро разрушается само по себе. Ядро с поперечным сечением около 5000 миль разрушается за несколько секунд.
Происходит чрезвычайно мощный взрыв, и выделяется столько энергии, что мы просто не можем себе этого представить. Такой стремительный коллапс увеличивает температуру звезды как минимум на 100 миллиардов градусов.
Этот взрыв называется взрывом сверхновой, и когда он происходит, он может затмить всю галактику на дни и недели.
Таким образом, время жизни сверхновой относительно короткое.
Что происходит после взрыва Новы и Сверхновой?
Материал, выпущенный из новых или сверхновых, смешивается с межзвездным газом и пылью. Тяжелые элементы и другие химические соединения перерабатываются и повторно используются для создания звезд, планет и других небесных объектов!
Нейтронная звезда
Если ядро сверхновой звезды очень велико, оно будет продолжать коллапсировать до тех пор, пока протоны и электроны не сольются вместе, образуя нейтроны. Это приведет к появлению нейтронной звезды.
Нейтронные звезды очень плотные. У них необычайное гравитационное притяжение даже на поверхности.
Если такие нейтронные звезды формируются в двойных или множественных звездных системах, они будут накапливать массу за счет втягивания газа из ближайших звезд. Мощные магнитные поля нейтронной звезды разгонят все атомы вблизи полюсов. Это ускорение приведет к мощному излучению.