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
Последний этап жизненного цикла солнца нейтронная звезда
Финальные стадии звездной эволюции. Возникновение нейтронных звезд
Автор работы награжден дипломом победителя III степени
С раннего детства меня притягивал вид звездного неба. Рассматривая звезды, я задавалась вопросом: «Что происходит со звездами, когда заканчивается их жизненный цикл? Превращаются ли они в черные дыры, в нейтронные звезды, а может просто – исчезают бесследно?». Эти вопросы были актуальны еще и в глубокой древности. Так, во многих древних мифологиях звезды считали душами людей. Думали, что при рождении на Земле человека, одновременно появляется и новая звездочка на небе. Она сопровождает человека на протяжении всей его жизни, «освещает его жизненный путь» и умирает вместе с ним. А в Древнем Египте полагали, что, когда люди разгадают природу звёзд, наступит конец света. Современные представления о звездах сильно изменились, но вопрос о конечной судьбе звезд не потерял своей актуальности. Ведь живя в этом мире, мы связаны с теми явлениями и процессами, которые происходят в космосе. Поэтому основная цель данной работы – разобраться в конечной стадии эволюции звезд, выяснить, что происходит в финале с каждой звездой, а также, в частности, с нашим Солнцем, узнать, какие звезды превращаются в нейтронные.
Для достижения этой цели поставила перед собой ряд задач:
1. Изучить специальную литературу по выбранной теме.
2. Углубить свои знания по теории нейтронных звезд, познакомиться с их видами.
3. Разобраться при каком условии звезда может стать нейтронной.
4. Рассмотреть другие возможные финалы звездной эволюции.
5. Вычислив шварцшильдовский радиус некоторых звезд, определить размеры, при которых звезда становится черной дырой.
Практическая значимость данной работы заключается в том, что изученный материал можно использовать в учебных целях на уроках физики и астрономии. Разобраться с поставленными задачами помогла изученная литература 1.
1. Строение и появление нейтронных звезд.
В 1937 году советский физик Лев Давидович Ландау создал модель образования нейтронной звезды из звезды большой массы. Согласно его теории у массивных звезд после исчерпания источников термоядерной энергии под действием колоссальных сил гравитации электроны атомов притягиваются к протонам ядра, в результате чего образуются нейтроны. Полученная совокупность нестабильных нейтронов имеет большую массу и сравнительно небольшой размер – десятки километров, а, также высокую плотность, достигающую 10 14 — 10 15 г/см 3 .
Теория известного физика неоднократно подтверждалась в дальнейшем. Сейчас уже хорошо известно, что нейтронные звезды являются результатом сжатия гигантов и сверхгигантов с массами, превышающими 10 масс Солнца. Появление звезды можно охарактеризовать так: на каком-то этапе масса ядра звезды превышает 1,4 солнечной массы. Это число, предел Чандрасекара, является верхним пределом массы, при котором звезда может существовать как белый карлик. Если масса звезды превышает это число, то она становится нейтронной звездой. В этот момент нарушается равновесие между гравитацией ядра, притягивающей внешнюю оболочку звезды, и давлением электронов, препятствующим сжатию. Звезда начинает сжиматься — коллапсировать. При этом происходит резкое уплотнение вещества в ядре, которое сопровождается увеличением температуры. Начинается захват электронов протонами и образование нейтронов (с выбросом нейтрино). Процесс продолжается до тех пор, пока ядро практически полностью будет состоять из нейтронов.
Образование нейтронной звезды сопровождается вспышкой сверхновой, в результате которой освобождается огромное количество энергии.
Состав нейтронных звёзд изучили только теоретически и с помощью математических расчетов. Но известно уже многое. Эти звёзды состоят, в основном, из плотно упакованных нейтронов. Толщина их атмосферы составляет несколько сантиметров, но именно в ней находится все её тепловое излучение. За атмосферой располагается плотная кора, состоящая из ионов и электронов. Центром нейтронной звезды является нейтронное ядро. Зарождаясь, нейтронная звезда имеет очень высокую температуру — около 10 11 K (приблизительно на 4 порядка выше температуры в центре Солнца), но она быстро падает благодаря нейтринному охлаждению. За пару минут температура снижается с 10 11 до 10 9 K, за сто лет — до 10 8 K. Результатом понижения температуры является резкое снижение нейтринной светимости, а это ведет к замедлению процесса охлаждения за счёт фотонного излучения поверхности. Температура поверхности нейтронных звёзд – около 10 5 —10 6 K. Невзирая на свой небольшой диаметр — примерно 20 км, нейтронные звезды имеют массу в 1,5 раза больше массы Солнца. Следовательно, они являются невероятно плотными. Сила тяжести нейтронной звезды настолько огромна, что человек весил бы там почти около миллиона тонн. Согласно расчётам, нейтронные звёзды обладают очень большим магнитным полем, которое может достигать 1млн. гаусс. Для сравнения — на Земле оно составляет 1 гаусс.
Наружный слой является магнитосферой, состоящей из разрежённой электронной и ядерной плазмы, пронизанной мощным магнитным полем звезды. Там зарождаются радиосигналы, являющиеся отличительной чертой пульсаров. Сверхбыстрые заряженные частицы, которые двигаются по спиралям вдоль магнитных силовых линий, дают начало разного рода излучениям. Может возникать излучение в радиодиапазоне электромагнитного спектра, а, также, излучение на высоких частотах. [2, 4]
2. Виды нейтронных звезд.
Нейтронные звезды характеризуют два важных параметра — величина магнитного поля и период вращения. Со временем звезда расходует свою вращательную энергию, и её период вращения увеличивается. Магнитное поле становится очень слабым. По этой причине нейтронная звезда за время своей жизни может менять свой тип. Существует несколько типов нейтронных звёзд: эжектор, пропеллер, аккретор и георотатор.
Эжектор (радиопульсар) имеет сильные магнитные поля и маленький период вращения. Его магнитное поле вращается с той же угловой скоростью, что и нейтронная звезда. На определённом радиусе линейная скорость вращения поля близка к скорости света. Этот радиус называют радиусом светового цилиндра. За этим радиусом обычное дипольное поле существовать не может, поэтому линии напряжённости поля в этом месте обрываются. Заряженные частицы, которые двигаются вдоль линий магнитного поля, через такие обрывы могут покидать нейтронную звезду и улетать на бесконечность. Нейтронная звезда данного типа эжектирует (извергает, выталкивает) релятивистские заряженные частицы, которые излучают в радиодиапазоне. Для наблюдателя эжекторы выглядят как радиопульсары.
У пропеллеров скорость вращения уже недостаточна для эжекции частиц, поэтому такая звезда не может быть радиопульсаром. Но она всё ещё велика, и, материя, окружающая нейтронную звезду, захваченная магнитным полем, не может упасть, поэтому не происходит приращения массы за счет гравитационного притяжения. Такие нейтронные звёзды очень сложно наблюдать, поэтому они мало изучены.
Скорость вращения аккретора (рентгеновский пульсар) снижается до таких значений, что веществу ничего не мешает падать на такую нейтронную звезду. Плазма, падая, движется по линиям магнитного поля и ударяется о твёрдую поверхность в районе полюсов нейтронной звезды, разогреваясь до десятков миллионов градусов. Вещество, нагретое до столь высоких температур, светится в рентгеновском диапазоне. Область, в которой происходит столкновение падающего вещества с поверхностью звезды, невелика — приблизительно 100 метров. Это горячее пятно в результате вращения звезды периодически пропадает из поля видимости. Именно по этой причине кажется, что нейтронная звезда пульсирует. Такие объекты называются рентгеновскими пульсарами.
Четвёртый тип – это георотатор. Его отличает самая маленькая скорость вращения, что способствует гравитациоют – увеличение массы. Такой процесс называется аккрецией. Размеры магнитосферы таковы, что плазма останавливается магнитным полем раньше, чем она будет захвачена гравитацией. Подобный механизм срабатывает в магнитосфере Земли, из-за чего данный тип и получил своё название. [1, 3]
3. Финальная стадия эволюции звезд малой массы.
Массивность звезд является необходимым условием для слипания электронов и протонов. Если масса звезды меньше предела Чандрасе́кара, то ее гравитации будет недостаточно для образования нейтронной звезды. Такая звезда либо будет постепенно испаряться (если масса ядра не превышает половины массы Солнца), либо становится белым карликом. Это звезда, заканчивающая свой цикл эволюции. После того как в стареющей звезде выгорит весь водород, её ядро сжимается и разогревается. Под действием высоких температур расширяются внешние слои. Звезда становится красным гигантом. Внешняя оболочка разрежена, а, значит, имеет очень слабую связь с ядром. В результате происходит ее рассеивание в пространстве. На месте бывшего красного гиганта остаётся очень горячая и компактная звезда, состоящая из гелия. Это и есть белый карлик. Звезда лишена собственного источника термоядерной энергии, поэтому ее отличает едва заметный, тусклый свет, который излучается до полного ее остывания.
4. Образование черных дыр из массивных звезд
Возможен и еще один вариант конечной стадии звезды. Если ее масса будет так велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного сжатия, то такая звезда закончит свой жизненный цикл образованием черной дыры. При сжатии их гравитационное поле всё сильнее уплотняется. В результате звезда сжимается до такой степени, что свет уже не может преодолеть ее притяжения. Радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в дальнейшем в черную дыру, называется гравитационным радиусом или радиусом Шварцшильда. Для массивных звезд он составляет несколько десятков километров. Для Солнца — примерно 3 км. Вычисляется по формуле:
Здесь M – масса звезды, rg – радиус Шварцшильда, G – гравитационная постоянная.
Существует такое понятие, как предел Оппенгеймера-Волкова. верхний предел массы нейтронной звезды, при которой она ещё не коллапсирует в чёрную дыру. Если масса нейтронной звезды меньше этого значения, давление вырожденного нейтронного газа может компенсировать силы гравитации. Одновременно предел Оппенгеймера — Волкова является нижним пределом массы чёрных дыр, образующихся в ходе эволюции звёзд. Современные оценки предела Оппенгеймера — Волкова составляют 1,6—3 масс Солнца. [5]
5. Образование черных дыр из нейтронных звезд. Вычисление гравитационных радиусов звезд.
Черные дыры образуются в результате вспышки сверхновой массивных звезд, Но, существует гипотеза образования черных дыр и из нейтронных звезд. Необходимо, чтобы нейтронная звезда входила в двойную звездную систему. В этом случае она сможет увеличить свою массу за счет компаньона. Как только ее масса станет достаточной, опять произойдет коллапс, в результате которого образуется черная дыра.
В качестве примера можно привести пульсар PSR B1957+20 «Чёрная вдова». Этот пульсар имеет спутник – коричневый карлик. Под воздействием пульсара масса спутника уменьшается. Наблюдая за спектром карлика, учёные из университета Торонто (U of T) и Калифорнийского технологического института (Caltech), подсчитали увеличивающую массу пульсара. Весит «Чёрная вдова», скорее всего, как 2,4 массы Солнца. [6]
Вычислим радиус Шварцшильда для этого объекта:
При достижении PSR B1957+20 такого радиуса, его гравитационное поле становится столь сильным, что покинуть этот объект не может даже электромагнитное излучение. А, значит, пульсар станет черной дырой.
Применяя данную формулу, можно провести расчеты для других, массивных звезд, которые, возможно, станут черными дырами. Например, для звезды Вольфа-Райе R136a2 , радиус Шварцшильда равен
Эта звезда находится в Большом Магеллановом Облаке, обладает очень большой массой – в 195 раз превышает массу Солнца, поэтому, в далеком будущем, она, вероятно, станет черной дырой.
Исходя из выше изложенного, можно сделать следующие выводы о финальной стадии различных звезд:
— если масса ядра звезды так мала, что не превышает половины массы Солнца, то после прекращения термоядерных реакций, они просто постепенно остывают, слабо излучая в инфракрасном диапазоне электромагнитного спектра. К таким звездам относятся, например, красные карлики.
— если масса ядра звезды не превышает предел Чандрасекара, то звезду ожидает другой достаточно спокойный конец. Сначала она расширяется, становясь красным гигантом, а, затем, сбрасывая внешние слои, превращается в белый карлик. Эта гелиевая звезда излучает тусклый свет много сотен миллионов лет, пока полностью не остынет. Так заканчивает свое существование большинство звезд. Наше Солнце в будущем – это тоже белый карлик.
— если масса ядра звезды превышает предел Чандрасекара — 1,44 солнечной массы, то в дальнейшем, в процессе сжатия, она становится нейтронной звездой. Эти звезды невелики, диаметр составляет всего несколько десятков километров, но очень плотные, поскольку их ядра состоят из нейтронов. С потерей энергии у таких звезд со временем увеличивается период вращения вокруг оси, но уменьшается магнитное поле. А, значит, за протяженность своей жизни, нейтронные звезды постепенно изменяют свой тип, поочередно проходя каждый: эжектор, пропеллер, аккретор и георотатор.
— если звезда имеет гигантскую массу, превышающую предел Оппенгеймера – Волкова, то после взрыва может остаться объект, масса которого превышает допустимый максимум для нейтронной звезды и гравитационное сжатие продолжится. Для любой сжимавшейся звезды можно вычислить радиус, достигнув которого, она становится черной дырой. Этот радиус называется радиусом Шварцшильда.
Важно отметить, что образовавшиеся нейтронные звезды не могут иметь очень большую массу. Как правило, она не превосходит трех масс Солнца. Но иногда наблюдаются случаи, когда не очень массивная нейтронная звезда увеличивает свою массу до такой, при которой вновь происходит ее сжатие и образование черной дыры. Это состояние называют “тихим” коллапсом. В данной работе рассматривается гипотеза превращения в черную дыру пульсара PSR B1957+20 «Чёрная вдова», увеличение массы которого происходит за счет компаньона – коричневого карлика. Здесь проведены расчеты радиуса Шварцшильда.
Отвечая на поставленные вопросы нельзя не сознавать, что ответы не могут быть однозначными. В научной среде существует множество гипотез о дальнейшей судьбе звезд, и лишь дальнейшие наблюдения за звездами и изучение научной литературы позволят до конца с ними разобраться. Считаю, что выбранная тема интересна и актуальна, ведь наша планета входит в солнечную систему, а, значит, от дальнейшей эволюции звезд многое зависит и на Земле.
Список использованных источников и литературы
Источник