Создание звезд во вселенной
По современным представлениям, базирующимся на достижениях в области космологии (от греческого kоsmos – строй, порядок, мир, Вселенная), использующей наряду с известными астрономическими и физическими явлениями математическое моделирование. Вселенная включает бесконечное множество небесных тел, различающихся по массе и размерам.
К самым многочисленным объектам во Вселенной относятся звезды, многие из которых доступны визуальному восприятию. Звезды создают тяжелые элементы, необходимые для жизни. В солнечной системе центральная звезда – Солнце обеспечивает Землю светом и энергией.
На протяжении 10 млрд. лет в Галактике каждый год рождается около 10 звезд и постепенно межзвездная среда истощается. Ее восполнение возможно в результате попадания в Галактику небольших галактик-спутников, содержащих в большом количестве межзвездные газы.
В настоявшей работе проведена классификация звезд и факторы, определяющие продолжительность их существования. Проведенный анализ основан на достижениях в изучении космического пространства, что связано в значительной мере с функционированием космического телескопа «Хаббл» (Hubble Space Telescope, HST), названного в честь Э. Хаббла (один из наиболее влиятельных астрономов и космологов в XX в.).
Во Вселенной звезды существенно различаются по массе, что отражено на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Источником энергии звезд служит термоядерная реакция синтеза гелия из водорода (рисунок).
Звезды с массой 0.012–0.0767Мʘ (солнечная масса Мʘ равна 1.9891·10 30 кг) и радиусами приблизительно равными радиусу Юпитера (6.99·10 7 м) относят к коричневым карликам. В звездах этого типа из-за относительно небольшой массы невозможно развитие термоядерной реакции на основе превращение водорода в гелий, что обеспечивает другим звездам длительное свечение. На начальном этапе своего существования коричневые карлики способны синтезировать легкие элементы, такие как дейтерий, литий и др. Это позволяет коричневым карликам некоторое время иметь сходство со звездами главной последовательности, у которых в качестве источника энергии используется термоядерный синтез гелия из водорода. В недрах коричневых карликов термоядерные реакции поддерживаются в течение относительно коротких временных периодов и соответственно быстро остывают, тускнеют и превращаются в планетообрзные объекты.
Другой тип звезд – красные карлики имеют широкое распространение во Вселенной, составляя около 80 % звезд Млечного Пути. Масса красных карликов (0.0767-0.4 Мʘ.) позволяет им синтезировать гелий из водорода. Обладая низкой скоростью сжигания водородного топлива, красные карлики могу существовать от десятков миллиардов до десятков триллионов лет, превосходя по продолжительности существования коричневые карлики.
Красные карлики, израсходовав свой запас водородного топлива, должны превращаться в гипотетические голубые карлики. Но для их возникновения во Вселенной после Большого взрыва прошло еще недостаточно времени. Предполагается, что голубые карлики в свою очередь должны превращаться в белые, а белые – в черные карлики.
Звезды массой 0.4-0.8Мʘ относятся к оранжевым карликам. Их масса достаточна для выхода на главную последовательность, в которой они могут существовать 15–30·10 9 лет. После исчерпания запасов водородного топлива звезда такого типа подвергается многократному увеличению по размеру, что обуславливается началом гелиевой реакции. И оранжевый карлик преобразуется в красного гиганта. Он, выбрасывая во внешние слои газ, образует вокруг себя планетарную туманность, а ядро, находящееся в центре звезды, превращается в белый карлик.
Также к звездам главной последовательности относятся желтые карлики, масса которых находится в пределах 0.8–1.2Мʘ. Судя по массе, Солнце относится к желтым карликам. Продолжительность жизни звезд этого типа, составляет приблизительно 10 10 лет. После исчерпания запасов водородного топлива процессы на Солнце предположительно должны развиваться как у оранжевого карлика, но с большей скоростью, что обуславливается их различиями по массе, с уменьшением которой сокращается продолжительность жизни звезды.
Приняв, что Солнце существует приблизительно 5·10 9 лет, можно ожидать, что чрез 5·10 9 лет в ее недрах прекратится водородная реакция, поскольку весь водород превратится в гелий. После этого на Солнце начнется синтез углерода на основе имеющегося гелия. Этому будет сопутствовать увеличение размера Солнца настолько, что его внешние границы вполне могут достичь Земли, поглотив при расширении Меркурий и Венеру. Под влиянием этого температура на Земле повысится настолько, что произойдет испарение океанов [1]. С отсутствием свободной воды исчезнут условий для современной жизни.
Во всех случаях после того как звезда сойдет с главной последовательности (после того как прекратится водородная реакция) она, если позволяет масса, превращается в гиганта. На фазу гиганта невозможен переход звезд, масса которых не превышает 0.4Мʘ. Звезды массой от 0.4 до 1.2 Мʘ (оранжевые и желтые карлики), израсходовав водородное топливо, переходят в промежуточную стадию субгиганта. На этой стадии прекращаются термоядерные реакции с участием водорода, но горение гелия еще не начинается потому, что гелиевое ядро еще недостаточно разогрето. Когда температура в ядре повысится до уровня, необходимого для запуска гелиевых реакций, наступает стадия красного гиганта. В состоянии красного гиганта звезда может просуществовать от 1000 (если масса звезды ≈ 10Мʘ) до 10 8 лет (если масса звезды ≈ 0.5 Мʘ).
Большие звезды массой от 1.2 до 8Мʘ после того как израсходуют водород и пройдут стадию субгиганта, подобно оранжевым и красным карликам, превращаются в красных гигантов, которые уже способны синтезировать более тяжелые химические элементы. И чем массивнее звезда, тем более тяжелые элементы она способна синтезировать. В начале синтезируется гелий, затем углерод, кислород и в конце, если позволяет масса звезды, то Fe 56 , который иногда называют пеплом термоядерного горения. [2]
На каждом этапе запусков термоядерных реакций (от гелиевых до углеродных и последующих) происходит определенная трансформация звезды, в результате чего она, то в сотни раз увеличивается, то – уменьшается. Соответственно этому возрастает или уменьшается светимость звезды. На последних этапах развития звезда сбрасывает свою оболочку в атмосферу в виде планетарной туманности, оставляя в центре белый карлик. У него нет каких-либо источников энергии. При малом радиусе (примерно в 100 раз меньше солнечного) Белый карлик обладает чрезвычайно большой плотностью, составляющей 10 5 –10 9 г/см 3 , в то время как плотность звезд главной последовательности почти в миллион раз меньше. В Галактике (Млечном Пути) на долю белых карликов приходится всего 3–10 % звездного состава. Максимальная масса белых карликов достигает 1.44Мʘ (предел Чандрасекара). При его превышении образуется нейтронная звезда [3].
Наряду с красными гигантами во Вселенной существуют голубые гиганты. Они немного превосходят по массе красные гиганты, хотя границы пределов масс между ними слабо выражены. Поэтому дифференциация звезд на красные и голубые гиганты условна.
Звезды, масса которых больше 8Мʘ, заканчивают свое существование взрывом сверхновой, в результате которого образуется туманность, расширяющаяся с огромной скоростью (около 10000 км/с) [4]. Этому предшествуют изменения в ядре звезды. Ядро в ходе термоядерных реакций становится железным и когда его масса превысит 1.4 Мʘ наступает коллапс. Он выражается в сжатии ядра под действием собственной силы тяжести и образовании сверхплотновой нейтронной звезды. При массе составляющей примерно Мʘ, радиус ограничивается 10–20 км. Плотность нейтронной звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра (ρ ядерного вещества ≈ 10 17 кг/м 3 ).
В результате взрыва сверхновой может образоваться черная дыра. Она отличается очень сильным гравитационным притяжением, которое настолько велико, что у черной дыры даже свет (скорость в вакууме которого = 299 792 458 м/с) не может покинуть ее пределов. Образование черной дыры возможно, если начальная масса звезды превышает 30 Мʘ, а ее ядро – 2.5–3 Мʘ (предел Оппенгеймера-Волкова). Указанными пределами ограничивается минимальная масса черных дыр. Звезды, из которых обычно образуется черные дыры относятся к сверх- и гипергигантам. К сверхгигантам относят звезды, масса которых находится в пределах от 10 до 70 Мʘ, у гипергигатов — она варьирует от 100 — 265Мʘ. Обладая большой массой, такие звезды отличаются небольшой продолжительностью жизни, составляющей у сверхгигантов от 30 до нескольких сотен миллионов, а у гипергигантов – всего несколько миллионов лет [5]. В Млечном пути таких звезд немного, вероятно, не больше 10.
Звезды формируются в газопылевых туманностях (межзвездных облаках), у которых некоторые области обладают большей плотностью и соответственно массой по отношению к окружающему веществу. Внутри каждой такой области формируется центр тяжести, что может быть вызвано ударной волной от взорвавшейся рядом сверхновой звезды, естественной динамикой внутри облака, столкновением двух облаков и т.п. Под действиями сил тяготения окружающее вещество начинает наслаиваться на уплотненную поверхность, увеличивая тем самым ее массу. В результате гравитационного коллапса уплотнение вещества в каждом таком центре приводит к образованию протозвезды, а находящийся обычно вокруг нее газопылевой диск ускоряет вращение.
Рост температуры протозвезды обуславливается столкновениями возрастающего количества частиц в ее недрах. При разогреве центра протозвезды до 15–20·10 6 К начинается термоядерная реакция, обеспечивающая в дальнейшем новую звезду энергией.
СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННЫХ ИСТОЧНИКОВ И ЛИТЕРАТУРЫ
К. Саган. Жизнь звезд // Космос. Амфора. 2015. С. 300-302.
Источник
Рождение и эволюция звезд: гигантская фабрика Вселенной
Каждый из нас хотя бы раз в жизни смотрел в звездное небо. Кто-то смотрел на эту красоту, испытывая романтические чувства, другой пытался понять, откуда берется вся эта красота. Жизнь в космосе, в отличие от жизни на нашей планете, течет на другой скорости. Время в космическом пространстве живет своими категориями, расстояния и размеры во Вселенной колоссальны. Мы редко задумываемся над тем, что на наших глазах постоянно происходит эволюция галактик и звезд. Каждый объект в бескрайнем космосе является следствием определенным физических процессов. У галактик, у звезд и даже у планет имеются основные фазы развития.
Наша планета и мы все зависим от нашего светила. Как долго Солнце будет радовать нас своим теплом, вдыхая жизнь в Солнечную систему? Что ждет нас в будущем через миллионы и миллиарды лет? В связи с этим, любопытно больше узнать о том, каковы этапы эволюции астрономических объектов, откуда берутся звезды и чем оканчивается жизнь этих чудесных светил в ночном небе.
Происхождение, рождение и эволюция звезд
Эволюция звезд и планет, населяющих нашу галактику Млечный Путь и всю Вселенную, большей частью неплохо изучена. В космосе незыблемо действуют законы физики, которые помогают понять происхождение космических объектов. Опираться в данном случае принято на теорию Большого Взрыва, которая сейчас является доминирующей доктриной о процессе происхождения Вселенной. Событие, потрясшее мироздание и приведшее к формированию вселенной, по космическим меркам молниеносно. Для космоса от рождения звезды до ее гибели проходят мгновения. Огромные расстояния создают иллюзию постоянства Вселенной. Вспыхнувшая вдали звезда светит нам миллиарды лет, в то время ее уже может и не быть.
Теория эволюции галактики и звезд является развитием теории Большого Взрыва. Учение о рождении звезд и возникновении звездных систем отличается масштабами происходящего и временными рамками, которые, в отличие от Вселенной в целом, возможно наблюдать современными средствами науки.
Изучая жизненный цикл звезд можно на примере ближайшего к нам светила. Солнце – одна из сотни триллионов звезд в нашем поле зрения. К тому же расстояние от Земли до Солнца (150 млн. км) предоставляет уникальную возможность изучить объект, не покидая пределов Солнечной системы. Полученная информация позволит детально разобраться с тем, как устроены другие звезды, как быстро эти гигантские источники тепла истощаются, каковы стадии развития звезды и каким будет финал этой блистательной жизни — тихий и тусклый или сверкающий, взрывной.
После Большого взрыва мельчайшие частицы сформировали межзвездные облака, которые стали «роддомом» для триллионов звезд. Характерно, что все звезды рождались в одно и то же время в результате сжатия и расширения. Сжатие в облаках космического газа возникало под воздействием собственной гравитации и аналогичных процессов у новых звезд по соседству. Расширение возникло в результате внутреннего давления межзвездного газа и под действием магнитных полей внутри газового облака. При этом облако свободно вращалось вокруг своего центра масс.
Облака газа, образовавшиеся после взрыва, на 98% состоят из атомарного и молекулярного водорода и гелия. Только 2% в этом массиве приходится на пылевые и твердые микроскопические частицы. Ранее считалось, что в центре любой звезды лежит ядро железа, раскаленного до температуры в миллион градусов. Именно этим аспектом и объяснялась гигантская масса светила.
В противостоянии физических сил преобладали силы сжатия, так как свет, возникающий в результате выделения энергии, не проникает внутрь газового облака. Свет вместе с частью выделяемой энергии распространяется наружу, создавая внутри плотного скопления газа минусовую температуру и зону низкого давления. Находясь в таком состоянии, космический газ стремительно сжимается, влияние сил гравитационного притяжения приводит к тому, что частицы начинают формировать звездное вещество. Когда скопление газа плотное, интенсивное сжатие приводит к тому, что образуются звездное скопление. Когда размеры газового облака незначительны, сжатие приводит к образованию одиночной звезды.
Краткая характеристика происходящего заключается в том, что будущее светило проходит два этапа — быстрое и медленное сжатие до состояния протозвезды. Говоря простым и понятным языком, быстрое сжатие является падением звездного вещества к центру протозвезды. Медленное сжатие происходит уже на фоне образовавшегося центра протозвезды. В течение последующих сотен тысяч лет новое образование сокращается в размерах, а его плотность увеличивается в миллионы раз. Постепенно протозвезда становится непрозрачной из-за высокой плотности звездного вещества, а продолжающееся сжатие запускает механизм внутренних реакций. Рост внутреннего давления и температур приводит к образованию у будущей звезды собственного центра тяжести.
В таком состоянии протозвезда пребывает миллионы лет, медленно отдавая тепло и постепенно сжимаясь, уменьшаясь в размерах. В результате вырисовываются контуры новой звезды, а плотность его вещества становится сравнима с плотностью воды.
В среднем плотность нашей звезды составляет 1,4 кг/см3 — практически такая же, как плотность воды в соленом Мертвом море. В центре Солнце имеет плотность 100 кг/см3. Звездное вещество находится не в жидком состоянии, а пребывает в виде плазмы.
Под воздействием огромного давления и температуры приблизительно в 100 миллионов К начинаются термоядерные реакции водородного цикла. Сжатие прекращается, масса объекта возрастает, когда энергия гравитации переходит в термоядерное горение водорода. С этого момента новая звезда, излучая энергию, начинает терять массу.
Вышеописанный вариант образования звезды — всего лишь примитивная схема, которая описывает начальный этап эволюции и рождения звезды. Сегодня такие процессы в нашей галактике и во всей Вселенной практически незаметны ввиду интенсивного истощения звездного материала. За всю сознательную историю наблюдений за нашей Галактикой были отмечены лишь единичные появления новых звезд. В масштабах Вселенной эта цифра может быть увеличена в сотни и в тысячи раз.
Большую часть своей жизни протозвезды скрыты от человеческого глаза пылевой оболочкой. Излучение ядра можно наблюдать только в инфракрасном диапазоне, который является единственной возможностью видеть рождение звезды. К примеру, в Туманности Ориона в 1967 году ученые-астрофизики в инфракрасном диапазоне обнаружили новую звезду, температура излучения которой составляла 700 градусов Кельвина. Впоследствии выяснилось, что местом рождения протозвезд являются компактные источники, которые имеются не только в нашей галактике, но и в других отдаленных от нас уголках Вселенной. Помимо инфракрасного излучения места рождения новых звезд отмечены интенсивными радиосигналами.
Процесс изучения и схема эволюции звезд
Весь процесс познания звезд можно условно разделить на несколько этапов. В самом начале следует определить расстояние до звезды. Информация о том, как далеко от нас находится звезда, как долго идет от нее свет, дает представление о том, что происходило со светилом на протяжении всего этого времени. После того, как человек научился измерять расстояние до далеких звезд, стало ясно, что звезды – это то же самые солнца, только разных размеров и с разной судьбой. Зная расстояние до звезды, по уровню света и количеству излучаемой энергии можно проследить процесс термоядерного синтеза звезды.
Вслед за определением расстояния до звезды можно с помощью спектрального анализа рассчитать химический состав светила и узнать его структуру и возраст. Благодаря появлению спектрографа у ученых проявилась возможность изучить природу света звезд. Этим прибором можно определить и измерить газовый состав звездного вещества, которым обладает звезда на разных этапах своего существования.
Изучая спектральный анализ энергии Солнца и других звезд, ученые пришли к выводу, что эволюция звезд и планет имеет общие корни. Все космические тела имеют однотипный, сходный химический состав и произошли из одной и той же материи, возникшей в результате Большого Взрыва.
Звездное вещество состоит из тех же химических элементов (вплоть до железа), что и наша планета. Разница только в количестве тех или иных элементов и в процессах, происходящих на Солнце и внутри земной тверди. Это и отличает звезды от других объектов во Вселенной. Происхождение звезд следует также рассматривать в контексте другой физической дисциплины — квантовой механики. По этой теории, материя, которая определяет звездное вещество, состоит из постоянно делящихся атомов и элементарных частиц, создающих свой микромир. В этом свете вызывает интерес структура, состав, строение и эволюция звезд. Как выяснилось, основная масса нашей звезды и многих других звезд приходится всего на два элемента — водород и гелий. Теоретическая модель, описывающая строение звезды, позволит понять их строение и главное отличие от других космических объектов.
Главная особенность заключается в том, что многие объекты во Вселенной имеют определенный размер и форму, тогда как звезда может по мере своего развития менять размер. Горячий газ представляет собой соединение атомов, слабо связанных друг с другом. Через миллионы лет после формирования звезды начинается остывание поверхностного слоя звездного вещества. Большую часть своей энергии звезда отдает в космическое пространство, уменьшаясь или увеличиваясь в размерах. Передача тепла и энергии происходит из внутренних областей звезды к поверхности, оказывая влияние на интенсивность излучения. Другими словами, одна и та же звезда в разные периоды своего существования выглядит по-разному. Термоядерные процессы на основе реакций водородного цикла способствуют превращению легких атомов водорода в более тяжелые элементы — гелий и углерод. По мнению астрофизиков и ученых-ядерщиков, подобная термоядерная реакция является самой эффективной по количеству выделяемого тепла.
Почему же термоядерный синтез ядра не заканчивается взрывом такого реактора? Все дело в том, что силы гравитационного поля в нем могут удерживать звездное вещество в пределах стабилизированного объема. Из этого можно сделать однозначный вывод: любая звезда представляет собой массивное тело, которое сохраняет свои размеры благодаря балансу между силами гравитации и энергией термоядерных реакций. Результатом такой идеальной природной модели является источник тепла, способный работать длительное время. Предполагается, что первые формы жизни на Земле появились 3 млрд. лет назад. Солнце в те далекие времена грело нашу планету так же, как и сейчас. Следовательно, наша звезда мало чем изменилась, несмотря на то, что масштабы излучаемого тепла и солнечной энергии колоссальны — более 3-4 млн. тонн каждую секунду.
Нетрудно подсчитать, сколько за все годы своего существования наша звезда потеряла в весе. Это будет громадная цифра, однако из-за своей огромной массы и высокой плотности такие потери в масштабах Вселенной выглядят ничтожными.
Стадии эволюции звезд
Судьба светила в находится в зависимости от исходной массы звезды и ее химического состава. Пока в ядре сосредоточены основные запасы водорода, звезда пребывает в так называемой главной последовательности. Как только наметилась тенденция на увеличение размеров звезды, значит, иссяк основной источник для термоядерного синтеза. Начался длительный финальный путь трансформации небесного тела.
Образовавшиеся во Вселенной светила изначально делятся на три самых распространенных типа:
- нормальные звезды (желтые карлики);
- звезды-карлики;
- звезды-гиганты.
Звезды с малой массой (карлики) медленно сжигают запасы водорода и проживают свою жизнь достаточно спокойно.
Таких звезд большинство во Вселенной и к ним относится наша звезда – желтый карлик. С наступлением старости желтый карлик становится красным гигантом или сверхгигантом.
Исходя из теории происхождения звезд, процесс формирования звезд во Вселенной не закончился. Самые яркие звезды в нашей галактике являются не только самыми крупными, в сравнении с Солнцем, но и самыми молодыми. Астрофизики и астрономы называют такие звезды голубыми сверхгигантами. В конце концов, их ожидает одна и та же участь, которую переживают триллионы других звезд. Сначала стремительное рождение, блистательная и ярая жизнь, после которой наступает период медленного затухания. Звезды такого размера, как Солнце, имеют продолжительный жизненный цикл, находясь в главной последовательности (в средней ее части).
Используя данные о массе звезды, можно предположить ее эволюционный путь развития. Наглядная иллюстрация данной теории — эволюция нашей звезды. Ничто не бывает вечным. В результате термоядерного синтеза водород превращается в гелий, следовательно, его первоначальные запасы расходуются и уменьшаются. Когда-то, очень не скоро, эти запасы закончатся. Судя по тому, что наше Солнце продолжает светить уже более 5 млрд. лет, не меняясь в своих размерах, зрелый возраст звезды еще может продлиться примерно такой же период.
Истощение запасов водорода приведет к тому, что под воздействием гравитации ядро солнца начнет стремительно сжиматься. Плотность ядра станет очень высокой, в результате чего термоядерные процессы переместятся в прилегающие к ядру слои. Подобное состояние называется коллапсом, который может быть вызван прохождением термоядерных реакций в верхних слоях звезды. В результате высокого давления запускаются термоядерные реакции с участием гелия.
Запасов водорода и гелия в этой части звезды хватит еще на миллионы лет. Еще очень нескоро истощение запасов водорода приведет к увеличению интенсивность излучения, к увеличению размеров оболочки и размеров самой звезды. Как следствие, наше Солнце станет очень большим. Если представить эту картину через десятки миллиардов лет, то вместо ослепительного яркого диска на небе будет висеть жаркий красный диск гигантских размеров. Красные гиганты — это естественная фаза эволюции звезды, ее переходное состояние в разряд переменных звезд.
В результате такой трансформации сократится расстояние от Земли до Солнца, так что Земля попадет в зону влияния солнечной короны и начнет «жариться» в ней. Температура на поверхности планеты вырастет в десятки раз, что приведет к исчезновению атмосферы и к испарению воды. В результате планета превратится в безжизненную каменистую пустыню.
Финальные стадии эволюции звезд
Достигнув фазы красного гиганта, нормальная звезда под влиянием гравитационных процессов становится белым карликом. Если масса звезды примерно равна массе нашего Солнца, все основные процессы в ней будут происходить спокойно, без импульсов и взрывных реакций. Белый карлик будет умирать долго, выгорая дотла.
В случаях, когда звезда изначально имела массу больше солнечной в 1,4 раза, белый карлик не будет финальной стадией. При большой массе внутри звезды начинаются процессы уплотнения звездного вещества на атомном, молекулярном уровне. Протоны превращаются в нейтроны, плотность звезды увеличивается, а ее размеры стремительно уменьшаются.
Известные науке нейтронные звезды имеют диаметр в 10-15 км. При таких малых размерах нейтронная звезда имеет колоссальную массу. Один кубический сантиметр звездного вещества может весить миллиарды тонн.
В том случае, если мы имели изначально дело со звездой большой массы, финальный этап эволюции принимает другие формы. Судьба массивной звезды – черная дыра — объект с неизученной природой и непредсказуемым поведением. Огромная масса звезды способствует увеличению гравитационных сил, приводящих в движение силы сжатия. Приостановить этот процесс не представляется возможным. Плотность материи растет до тех пор, пока не превращается в бесконечность, образуя сингулярное пространство (теория относительности Эйнштейна). Радиус такой звезды в конечном итоге станет равен нулю, став черной дырой в космическом пространстве. Черных дыр было бы значительно больше, если бы в космосе большую часть пространства занимали массивные и сверхмассивные звезды.
Следует отметить, что при трансформации красного гиганта в нейтронную звезду или в черную дыру, Вселенная может пережить уникальное явление — рождение нового космического объекта.
Рождение сверхновой – самая впечатляющая финальная стадия эволюции звезд. Здесь действует естественный закон природы: прекращение существование одного тела дает начало новой жизни. Период такого цикла, как рождение сверхновой, в основном касается массивных звезд. Израсходовавшиеся запасы водорода приводят к тому, что в процесс термоядерного синтеза включается гелий и углерод. В результате этой реакции давление снова растет, а в центре звезды образуется ядро железа. Под воздействием сильнейших гравитационных сил центр массы смещается в центральную часть звезды. Ядро становится настолько тяжелым, что неспособно противостоять собственной гравитации. Как следствие, начинается стремительное расширение ядра, приводящее к мгновенному взрыву. Рождение сверхновой — это взрыв, ударная волна чудовищной силы, яркая вспышка в бескрайних просторах Вселенной.
Следует отметить, что наше Солнце не является массивной звездой, поэтому подобная судьба ее не грозит, не стоит бояться такого финала и нашей планете. В большинстве случаев взрывы сверхновых происходят в далеких галактиках, с чем и связано их достаточно редкое обнаружение.
В заключение
Эволюция звезд — это процесс, который растянут по времени на десятки миллиардов лет. Наше представление о происходящих процессах — всего лишь математическая и физическая модель, теория. Земное время является лишь мгновением в огромном временном цикле, которым живет наша Вселенная. Мы можем только наблюдать то, что происходило миллиарды лет назад и предполагать, с чем могут столкнуться последующие поколения землян.
Источник