Как происходит эволюция звёзд
Как известно, звезда — это гигантский раскаленный газовый шар, находящийся в состоянии равновесия. Внутри этого шара происходят термоядерные реакции, в результате которых вырабатывается энергия и излучается свет.
Практически любо тело во Вселенной имеет свой жизненный цикл. Собственно говоря, светила не исключения. Они также рождаются и умирают, как и другие тела. Правда, жизненный путь звезд, то есть последовательные изменения в течение всей её жизни, очень долгий. Ниже мы как раз рассмотрим основные этапы эволюции звезд.
Проксима Центавра
Стадии эволюции звезд
Основные этапы эволюции звезд, можно сказать, как у всех в нашей Вселенной.
Из них, главным образом, выделяют:
Но, как и мы отличаемся друг от друга, так и звёзды. Под влиянием разных факторов их жизненный путь у каждого свой. Всё как у людей. Нас даже создала одна природа и сила — сила нашей Вселенной.
Как появляются звёзды
Сначала в космическом пространстве образуются огромные газовые облака. На самом деле, эти холодные разреженные облака межзвёздного газа сжимаются под силой гравитации. Так начинается процесс звёздного формирования.
На его конечном этапе объект называют протозвездой. Вроде уже и не просто облако, но еще и не полноценное светило. Во время сжатия температура таких газовых облаков резко увеличивается. Из-за чего, в свою очередь, внутри них начинают происходить термоядерные реакции синтеза гелия из водорода.
Протозвезда
Главная последовательность
Именно в это время, то есть с началом ядерных процессов, рождается звезда. На данном этапе, чаще всего, она является представителем главной последовательности звезд. Правда, бывают и исключения. Например, субкарлики и коричневые карлики. Они отличаются небольшой массой и слабым ядерным синтезом.
Коричневый карлик
Между прочим стадия главной последовательности самая длинная в жизни светил (около 90% от общей продолжительности). Остальные же их этапы существования длятся значительно меньше. Вероятно, по этой причине во Вселенной преобладают звёзды, находящиеся именно на этой стадии развития. А вот как после неё будет проходить эволюционирование напрямую зависит от массы тела.
Эволюция звезд различной массы
Стоит отметить, что звездные тела имеют разные характеристики.
Низкая масса
Если начальная масса светила меньше 0.08 солнечной массы, то в недрах таких звезд не возникнет сгорание водорода. Проще говоря, в них отсутствует ядерный синтез, а энергия вырабатывается благодаря сжатию ядра. Примером подобных светил являются коричневые карлики. Их конечный этап — превращение в чёрный карлик, то есть остывшую звезду, которая не выделяет энергию.
К сожалению, такая же участь уготовлена красным карликам с подобной массой. Но в отличие от коричневых собратьев, внутри них происходит горение водорода. Правда, в слоевом источнике в районе гелиевого ядра водород уже не горит. В результате светило сжимается и нагревается. Затем наступает последний этап эволюции красного карлика малой массы — вырожденный гелиевый карлик. В это время практически всё звёздное тело состоит из гелия с водородной оболочкой, а равновесие удерживается вырожденным электронным газом.
Белый карлик
Средняя масса
Как оказалось, звёздная эволюция при средней массе тела проходит по следующему пути.
Для светил с массой от 0.5 до 8 солнечных масс путь один — это превращение в углеродно-кислородный белый карлик, который будет состоять из вырожденного газа.
Когда у звёзд с данными значениями массы в ядре заканчивается водород (он же сжигается, как мы помним), начинается его горение в слоевом источнике вокруг гелиевого ядра. В результате светило эволюционирует в стадию красного гиганта.
Красный гигант
Правда, процесс перевоплощения немного отличается при определенном весе. Так, если весовой показатель звезды находится в пределах от 0.5 до 3 солнечных масс, то в её ядре гелий взорвётся. Потому как в нём располагается вырожденный газ, произойдёт так называемая гелиевая вспышка.
Массивные звезды
А вот для светил с большей массой (от 3 до 8 солнечных) гелий будет гореть, но не взорвется. Поскольку газ не успевает выродиться из-за постоянной высокой ядерной температуры. Вместе с гелиевым сгоранием начинается рост конвективного ядра (то есть области, где происходит перенос энергии путём перемешивания веществ), а вокруг него горит оболочка из водорода. Что также приводит к превращению звезды в красный гигант.
Конвективная зона
Как происходит эволюция звезд на последнем этапе
Конечно, спустя какое-то время, запасы гелия иссякнут. И он начнёт сгорать в слоевом источнике около ядра. Которое, в свою очередь, будет сжиматься и нагреваться. В это время водородная оболочка, наоборот, расширяется и остывает. Таким образом звезда трансформируется из красного карлика в сверхгигант.
На следующем этапе своей жизни в центрах звезд с массой от 0.5 до 8 солнечных масс образуется углеродно-кислородное ядро, наполненное вырожденным газом. Собственно, вот и сформировался белый карлик. Но его оболочка всё продолжает расширяться и, наконец, она отделяется от светила.
Более того, уже отделившаяся оболочка не прекращает увеличиваться и, в конце концов, превращается в планетарную туманность. А звезда, как уже было сказано, остаётся белым карликом с вырожденным газом.
Планетарная туманность Глаз Бога
Жизнь светил с высокой массой
Эволюция светил с высокой массой (от 8 до 10 солнечных) происходит по тому же сценарию, как и со средней. Но у них не успевает образоваться углеродно-кислородное ядро. Потому как оно сжимается и вырождается, а лишь затем начинает гореть углерод.
И вместо гелиевой вспышки происходит углеродная. Её также называют углеродной детонацией.
Иногда подобная детонация приводит к взрыву звезды как сверхновой. А иногда светило эволюционирует в неё без взрыва (при увеличении температуры в недрах газ может не вырождаться) и продолжает свою жизнь.
По данным учёных, во Вселенной есть очень массивные звёзды (около 10 солнечных масс). В результате того, что они очень горячие, внутри их ядра гелий начинает гореть, а они не успевают достигнуть стадии красного гиганта. Под действием различных факторов и процессов такие светила вырабатывают тяжёлые элементы. Таким образом происходит ядерный коллапс (разрушение), которое в зависимости от ядерной массы может сформировать либо нейтронную звезду, либо даже чёрную дыру.
Эволюция звёзд
Можно сказать, что рождение и эволюция звезд начинается в результате ядерных реакций. А также заканчивается, когда они прекращаются.
Конечно, развитие и длительность жизни звёзд разная, так как процессы в них протекают по-разному. Более того, конечные стадии их эволюции также отличаются. Да, есть определённые закономерности, но будущее неизвестно никому. Ведь, например, при расширении одного светила, оно может зацепить другое. Почему бы нет? Наверное, вы поняли, что большую роль играет масса тела и процессы, в нём протекающие.
В любом случае, происхождение таких различных между собой космических объектов, таких красивейших и прекрасных, является одним из чудес Вселенной. А их бесчисленное множество, участие в образовании других, не менее восхитительных объектов, играет огромную роль в развитии нашего космоса.
Источник
Эволюция Солнца
Наше Солнце – типичный пример звезды, эволюционировавшей из звездной туманности 4,6 миллиарда лет назад. Но как выглядит рождение и развитие Солнца? Давайте внимательно изучим этапы солнечной эволюции.
Рождение и эволюция Солнца
Солнце и все ближайшие планеты начали свое существование в гигантском облаке молекулярного газа и пыли. Примерно 4,6 миллиарда лет назад это облако под воздействием внешних сил (гравитационного поля ближайших звезд или выброса энергии сверхновой) начало сжиматься. Во время сжатия внутренние силы газа и взаимодействие частиц пыли сформировали участки пространства с большей плотностью материи. Эти скопления позже дадут начало жизни бесчисленного количества звездных систем, в том числе и нашей.
В процессе сжатия скоплений из-за сил взаимодействия частиц наша будущая звезда начала вращаться. Центробежная сила создала большой шар материи в центре и плоский диск из пыли и газа ближе к краю новосозданной системы. Из центрального шара позже образуется Солнце, а из диска – планеты и астероиды. В течение первых ста тысяч лет после сжатия газового облака Солнце было коллапсирующей протозвездой. Это продолжалось пока температура и давление звезды не привели к воспламенению ее центральной части – ядра. С этого момента наша звезда превратилась в светило типа Т Тельца – очень активную звезду с сильным солнечным ветром. Со временем Солнце постепенно стабилизировалось и обрело свою теперешнюю форму. Так началась жизнь нашей ближайшей звезды, но это лишь первый этап эволюции Солнца.
Основной этап эволюции Солнца
Солнце в собственном развитии находится на основном этапе жизни, как и большинство звезд во Вселенной. В ее ядре ежесекундно 600 миллионов тонн водорода превращается в гелий и производится 4*1027 Ватт энергии. Этот процесс в ядре Солнца начался 4,6 миллиарда лет назад и не менялся с тех пор. Но запас гидрогена в звезде не безграничен: горючего светилу хватит еще на 7 миллиардов лет жизни.
Чем больше в звезде накапливается гелия, тем больше сгорает водорода. Следствием этого является больший выход энергии и увеличение яркости свечения. Вы едва ли заметите эти изменения в краткосрочной перспективе, но за последующий миллиард лет Солнце станет ярче на 10%. А это уже не обещает ничего хорошего Земле и другим планетам нашей системы.
Увеличение выхода энергии ядерного синтеза внутри Солнца за миллиард лет приведет к сильному парниковому эффекту на Земле, подобному тому, что происходит сейчас на Венере. Со временем влага, содержащаяся в атмосфере планеты, выветрится усиленным солнечным излучением.
Через 3,5 миллиарда лет Солнце будет ярче уже на 40%, чем сейчас. Температура на поверхности Земли увеличится настолько, что существование на ней жидкой воды станет невозможным. Океаны выкипят, и пар не задержится в атмосфере. Ледники растают, а снег останется лишь мифом давно забытых времен. Все условия для жизни на планете будут уничтожены безжалостным солнечным излучением. Наша голубая планета окончательно превратится в раскаленную высушенную Венеру.
Смерть звезды
Туманность Эскимос как наглядная картинка вероятной смерти нашего Солнца
Ничто не вечно. Это правило справедливо для всего: для нас, для нашего дома – Земли и для Солнца. Хоть конец Солнечной системы и не произойдет завтра и не выпадет на век кого-либо из живущих сегодня, когда-нибудь в далеком будущем звезда израсходует все топливо и отправится в последний путь, к забвению. Как же закончится развитие Солнца?
Примерно через 6 миллиардов лет Солнце израсходует все запасы водорода в ядре. После этого инертный гелий, накопившейся в ядре звезды, станет нестабильным и начнет коллапсировать под собственным весом. Вследствие этого ядро начнет нагреваться и уплотняться. Солнце начнет увеличивать свои размеры, пока не перейдет в стадию красного гиганта. Растущая звезда поглотит Меркурий, Венеру и, наверное, даже Землю. Но даже в случае, если наша планета уцелеет, жар от раскаленной звезды нагреет ее поверхность и превратит в настоящий ад для любой известной органической жизни.
Когда Солнце окончательно сгорит?
Последовательность ядерного синтеза внутри звезд
Смерть любой звезды, находящейся в стадии красного гиганта, не за горами. У Солнца будет еще достаточно температуры и давления, чтобы начать следующий этап ядерного синтеза: из гелия, который в этот раз будет топливом, синтезируется углерод. Этот этап займет около ста миллионов лет – до того момента, когда выгорит весь гелий. В конце оболочка станет нестабильной, и звезда начнет усиленно пульсировать. За весьма короткий промежуток времени эти пульсации выбросят в открытый космос большую часть атмосферы Солнца.
Когда от атмосферы недавнего гиганта ничего не останется, вместо большой и яркой звезды в пространстве повиснет белый карлик – небольшое, размером с Землю, светило из чистого карбона, по массе равное звезде. Алмаз размером с нашу планету будет еще долго светиться тепловым излучением, но этого недостаточно для ядерного синтеза. Со временем он остынет до температуры окружающей среды – пары градусов выше абсолютного нуля.
Так закончится жизнь нашего Солнца – одиноким алмазным постаментом.
Взорвется ли Солнце?
Крабовидная туманность — яркий пример остатка сверхновой
Нет ни одного реалистичного сценария, по которому Солнце бы взорвалось. Хоть нам она и кажется огромной, наша звезда невелика относительно невообразимо больших звезд, которыми полна Вселенная. Даже когда Солнце сжигает весь гидроген, она сначала растет, а потом уменьшается до размера небольшой планеты, медленно остывая триллионы лет.
Для того чтобы звезда взорвалась, ее масса должна значительно превышать массу Солнца. Если бы наша звезда была бы в десяток раз больше, тогда можно было бы говорить о взрыве. Сверхмассивные звезды после расходования водорода и гелия продолжают синтез более тяжелых элементов – вплоть до железа, синтез которого не сопровождается выделением энергии. Тогда внутреннее давление звезды, удерживавшее ее от воздействия гравитационных сил, исчезает, и звезда взрывается, выбрасывая в космос огромное количество энергии.
После взрыва от таких звезд остаются нейтронные звезды, которые быстро вращаются вокруг своей оси, или даже черные дыры.
Помните, масса Солнца слишком мала, чтобы когда-либо взорваться. И этого не произойдет, так что переживать не стоит.
Источник