Естествознание.ру
Звезды
Каждая звезда во Вселенной проходит свой жизненный путь — от рождения до смерти. Это называется звездной эволюцией. Для звезд длительность каждого этапа эволюции разная и зависит в основном от размеров звезды и внешних воздействий (наличия рядом другой звезды или звезд и т. п.). Однако последовательность этапов всегда одна и та же.
Схематично рассмотрим все этапы звездной эволюции. Из первичного материала (1) возникают либо звезды малой и средней величины — субгиганты (2), либо сверхгиганты и гипергиганты (3). Со временем они превращаются в красных гигантов (4) или красных супергигантов (5). Наконец, звезды взрываются, образуя планетарную туманность (6) или суперновую звезду (7). После взрыва на месте погибшей звезды небольшого размера остается ее остывающее ядро—белый карлик размером с планету (8). Взрыв красного супергиганта (суперновая звезда) заканчивается образованием черной дыры (9) или нейтронной звезды (10).
Начало
Любая звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвездного газа, оставшегося либо после Большого взрыва, либо после взрыва другой звезды (как вариант — звезд). Главная движущая сила, строящая звезду, — сила гравитации.
Рождение
Постепенно под действием силы гравитации аморфное газообразное облако сжимается, движение частиц в нем ускоряется. В его центре становится все жарче, и вот вспыхивает новая звезда — протозвезда. После этого процесс сжатия облака останавливается.
Развитие
Звезда живет в среднем 5-10 млрд лет. Затем на ней заканчивается основное топливо — водород, в реакцию вступают углерод и гелий. Однако их температура горения намного больше, чем у водорода, поэтому звезда значительно увеличится в размерах и превратится в красный гигант. Естественно, при этом ближайшие к гиганту планеты либо уничтожаются, либо превращаются в пылающие каменные шары.
Гибель
В состоянии красного гиганта ни одна звезда не задерживается долго. Реакция горения гелия и углерода нестабильна. Рано или поздно звезду разрывает со страшной силой, превращающей в пыль остатки планетарной системы.
Будущее вселенной
И раз уж мы проследили, как рождаются и умирают звезды, заглянем в будущее всей нашей расширяющейся Вселенной. С момента Большого взрыва (11) прошло примерно 14 млрд млрд лет (12). Если расширение продолжится с той же скоростью, что и сейчас, то соседние галактики через 100 млрд лет разойдутся на такие расстояния, что перестанут быть видимы (13). Через 100 триллионов миллиардов лет погаснет большая часть звезд, и во Вселенной будут преобладать черные дыры (14). Процесс образования звезд окончательно прекратится через триллион триллионов лет. Вся энергия Большого взрыва исчерпается, и во Вселенной наступит полная темнота (15).
Источник
Жизнь звезд во вселенной проект
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
Жизнь звезды
Если просматривать жизненный цикл звезды, то напоминает человеческий. Здесь присутствует рождение, рост и смерть. Все начинается с масштабного облака нейтрального водорода, оставшегося с момента Большого Взрыва. Оно существует в спокойном состоянии, пока рядом не случится что-то непредвиденное. Это может быть взрыв сверхновой или удар с другим облаком. Подобный всплеск запускает процесс коллапса, и облако распадается на различные узлы материала, которые в итоге станут звездами. Нижняя схема демонстрирует этапы развития звезды с фото и вариантами возможных трансформаций (белый карлик, сверхновая звезда, нейтронная звезда, черная дыра).
Сила тяжести притягивает материал внутрь и ускоряет вращение. Звезда формируется из вещества, сжимающегося в центре, а планеты из материала на диске. Первое свечение происходит из-за огромного давления. Но потом звездное ядро настолько сильно разогревается, что запускает ядерную реакцию синтеза. Оставшиеся пыль и газ взрываются ветрами.
Звезда, вроде нашего Солнца, будет пребывать в главной последовательности в течение миллиардов лет. В это время осуществляется процесс трансформации водорода в гелий. Когда она начинает использовать легкоусвояемый водород, то приплющивается и снова возвращает процесс трансформации, превращая водородную оболочку в гелий вокруг ядра. Дополнительное тепло помогает звезде перерасти в красного гиганта и увеличиться в размерах.
Стандартная звезда переживает несколько этапов расширения и сжатия. Более крупные переходят на слияние гелия и даже задействуют более тяжелые элементы. В итоге, они достигнут максимума тяжести и вытолкнут внешние слои, чтобы создать планетарную туманность.
Звезда разрушается и превращается в белого карлика. Этот объект невероятно сжатый: обладает солнечной массой, но по размеру приравнивается к Луне. Он все еще поддерживает высокую температуру, которая медленно падает. При полном остывании становится коричневым карликом (фоновая температура Вселенной).
Если звезда крупнее Солнца, то завершает свой путь намного драматичнее. Масштабные звезды взрываются как сверхновые. Некоторые разрушаются и оставляют после себя нейтронную звезду или черную дыру. А другие настолько массивные, что просто разрываются на части. Теперь вы знаете как рождается, развивается, умирает и трансформируется звезда. Помните, что смерть для звездного небесного тела — начало существования в новой форме. Используйте карту звездного неба онлайн на сайте, чтобы найти самостоятельно в телескоп самые яркие звезды.
Источник