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
10 крупнейших звезд во вселенной
Самой яркой звезде в ночном небе 200-300 миллионов лет. Сириус можно увидеть практически везде с поверхности Земли. Расстояние от Земли составляет около 8,6 световых лет. Он, примерно, в два раза массивнее Солнца и в 25 раз ярче Солнца. Сириус имеет радиус 1,2 миллиона км, что на 71% больше, чем радиус Солнца. Температура поверхности приблизительно 9650ºС
Оранжевая гигантская звезда, которая находится на расстоянии около 34 световых лет от Земли. Поллукс примерно в 9 раз больше, чем Солнце. Звезда тяжелее нашего светила, примерно, в 2 раза. Радиус составляет 5 564 000 км. Это самая яркая звезда в созвездии Близнецов. Температура поверхности составляет около 4 600ºС.
Арктур — красная гигантская звезда, которая является самой яркой звездой в созвездии Волопаса. Это четвертая самая яркая звезда в ночном небе, после Сириуса, Канопуса и Альфы Центавры. Расстояние от Земли составляет около 36,8 световых лет. Арктур примерно в 25 раз больше, чем Солнце, радиус составляет около 17 870 000 км. Арктуру около 7,1 миллиарда лет. Температура поверхности составляет примерно 4 000ºС. Она будет расширяться после того, как ее гелий будет исчерпан, отслаивается от своей внешней оболочки и становится белым карликом внутри планетарной туманности.
Альдебаран — оранжевая гигантская звезда, расположенная примерно в 65 световых годах в созвездии Тельца. Альдебаран примерно в 44,2 раза больше Солнца, радиус около 30 740 000 км. Температура поверхности приблизительно 3 600ºС. Альдебаран светит в 425 раз ярче Солнца.
Ригель — самая яркая звезда в созвездии Орион и седьмая самая яркая звезда в ночном небе. Примерно в 12 000 раз ярче Солнца. Ригель наиболее заметен зимними вечерами в северном полушарии, а летом — в южном. Расстояние от Земли составляет около 860 световых лет. Он примерно в 78 раз больше, чем Солнце, радиус составляет около 54 250 000 км. Температура поверхности приблизительно 10 750ºС.
Антарес является самой яркой звездой в созвездии Скорпиона, он в 850 раз больше Солнца и в 12 раз массивнее его. Если бы он был помещен в центр нашей Солнечной системы, то он не уместился бы в пределах орбиты Марса. Расстояние от Земли составляет около 550 световых лет. Он примерно в 57 500 раз ярче, чем Солнце. Ему около 12 миллионов лет и уже приближается к концу своей жизни. Ожидается, что он взорвется как сверхновая в течение следующих миллионов лет. Звезды с низкой массой, такие как наше Солнце, существуют в своей основной последовательности на протяжении нескольких миллиардов лет. Температура поверхности приблизительно 18 225ºС.
Бетельгейзе — это красный сверхгигант, который является девятой самой яркой звездой (самая яркая звезда в небе — Сириус) в ночном небе и второй самой яркой звездой в созвездии Ориона. Эта звезда находится в 640 световых лет от Земли и в 20 раз больше массы Солнца. Радиус Бетельгейзе составляет около 820 700 000 км. Ожидается, что красные гигант скоро закончат свою жизнь. Радиус в 1 200 раз больше, чем у нашего Солнца. Температура поверхности составляет около 3 325ºС.
Мю Цефея — красная сверхгигантская звезда в созвездии Цефея. Это одна из самых больших и светящихся звезд, известных в Млечном Пути. Расстояние до Мю Цефея составляет около 6 000 световых лет. Его масса в 20 раз больше солнечной. Он в 1 420 раз больше Солнца. Радиус составляет 988 036 000 км. Температура поверхности составляет примерно 3 410ºС. Мю Цефея приближается к смерти, т.к. находится в последней фазе своей жизни и может взорваться как сверхновая. Он, примерно, в 38 000 раз ярче Солнца.
Расположенный в созвездии Цефей, VV Цефея находится примерно в 4900 световых лет от Земли. Она также известный как HD 208816. Температура поверхности составляет примерно 3 325ºС. Эта красная гиперзвезда, по оценкам, имеет радиус больше солнечного в 1050 — 1100 раз. Диаметр звезды составляет 2 436 875 000 км.
1. VY Большого Пса
VY Большого Пса — красный гипергиант в созвездии Большого Пса. Это самая большая известная звезды по размеру, а также одна из самых ярких своего типа. Её радиус примерно в 1 540 раз больше, чем у Солнца, а масса в 25 раз больше массы нашего светила. VY Большого Пса примерно в 270000 раз ярче, чем Солнце. С таким размером он достиг бы орбиты Сатурна, если бы он был помещен в нашу Солнечную систему. Эта звезда находится в 4 900 световых лет от Земли.
Источник
Ученые предлагают новое понимание жизни массивных звезд. Рассказываем главное
Массивные звезды — это те, которые примерно в 10 раз больше массы Солнца. Они рождаются гораздо реже, чем их маломассивные аналоги. Однако именно массивные звезды вносят наибольший вклад в эволюцию звездных скоплений и галактик. Рассказываем, почему их очень важно, но тяжело исследовать, как ученые решили эту проблему и через что проходит звезда от своего рождения до смерти.
Как образуются звезды?
Звезды рождаются в облаках пыли и разбросаны по большинству галактик. Знакомый пример пылевого облака — туманность Ориона. Турбулентность глубоко внутри этих облаков порождает узлы с массой, достаточной для того, чтобы газ и пыль могли начать схлопываться под действием собственного гравитационного притяжения. Когда облако схлопывается, материал в центре начинает нагреваться. Известное как протозвезда, именно это горячее ядро в центре коллапсирующего облака однажды станет звездой. Не весь этот материал оказывается частью звезды — оставшаяся пыль может стать планетами, астероидами или кометами либо остаться в виде пыли.
Сколько живут звезды?
В целом чем крупнее звезда, тем короче ее жизнь, хотя все, кроме самых массивных звезд, живут миллиарды лет. Когда звезда расплавляет весь водород в своем ядре, ядерные реакции прекращаются. Лишенное выработки энергии, необходимой для его поддержания, ядро начинает схлопываться само в себя и становится намного горячее. Водород все еще доступен вне ядра, поэтому синтез водорода продолжается в оболочке, окружающей ядро. Все более горячее ядро также выталкивает наружу внешние слои звезды, заставляя их расширяться и охлаждаться, превращая звезду в красного гиганта.
Если звезда достаточно массивна, коллапсирующее ядро может стать достаточно горячим, чтобы поддерживать более экзотические ядерные реакции, которые потребляют гелий и производят множество более тяжелых элементов, вплоть до железа. Однако такие реакции предлагают лишь временную отсрочку. Постепенно внутренние ядерные огни звезды становятся все более нестабильными — иногда яростно горят, а иногда затухают. Эти изменения заставляют звезду пульсировать и сбрасывать свои внешние слои, окутывая себя коконом из газа и пыли. Что будет дальше, зависит от размера ядра.
Жизненный цикл звезд
- Обычные звезды становятся белыми карликами
Для средних звезд, таких как Солнце, процесс выброса внешних слоев продолжается до тех пор, пока не обнажится ядро звезды. Этот мертвый, но все еще свирепо раскаленный звездный пепел называется Белым карликом. Белые карлики размером примерно с нашу Землю, и, несмотря на массу звезды, когда-то озадачивали астрономов — почему они не разрушались дальше? Какая сила поддерживала массу ядра? Квантовая механика дала объяснение. Давление быстро движущихся электронов удерживает эти звезды от коллапса. Чем массивнее ядро, тем плотнее образуется белый карлик. Таким образом, чем меньше диаметр белого карлика, тем больше его масса. Эти парадоксальные звезды очень распространены — наше собственное Солнце станет белым карликом через миллиарды лет. Белые карлики по своей природе очень тусклые, потому что они такие маленькие и, не имея источника энергии, уходят в небытие по мере того, как постепенно остывают.
Эта судьба ожидает только те звезды, масса которых примерно в 1,4 раза больше массы нашего Солнца. Выше этой массы давление электронов не может поддерживать ядро от дальнейшего коллапса. Такие звезды постигает иная судьба, описанная ниже.
Если белый карлик образуется в двойной или кратной звездной системе, он может пережить более насыщенную событиями смерть как новая. Nova в переводе с латыни означает «новый» — новые звезды когда-то считались новыми звездами. Сегодня мы понимаем, что это на самом деле очень старые звезды — белые карлики. Если белый карлик находится достаточно близко к звезде-компаньону, его гравитация может перетаскивать материю — в основном водород из внешних слоев этой звезды на себя, создавая ее поверхностный слой. Когда на поверхности накопилось достаточно водорода, происходит взрыв ядерного синтеза, в результате чего белый карлик значительно светлеет и изгоняет оставшийся материал. Через несколько дней свечение стихает, и цикл начинается снова.
Звезды главной последовательности более восьми солнечных масс обречены на смерть в результате титанического взрыва, называемого сверхновой. Сверхновая — это не просто большая новая звезда. У новой звезды взрывается только поверхность звезды. В случае сверхновой ядро звезды коллапсирует, а затем взрывается. В массивных звездах сложная серия ядерных реакций приводит к образованию железа в ядре. Получив железо, звезда выжала всю энергию из ядерного синтеза — реакции синтеза, в результате которых образуются элементы тяжелее железа, фактически потребляют энергию, а не производят ее. У звезды больше нет возможности поддерживать собственную массу, и железное ядро разрушается. За считанные секунды ядро сжимается с примерно 5 000 миль в поперечнике до всего лишь десятка, а температура поднимается на 100 млрд градусов или больше. Внешние слои звезды начинают коллапсировать вместе с ядром, а после отделяются с огромным высвобождением энергии и резко выбрасываются наружу. Сверхновые выделяют почти невообразимое количество энергии. В течение нескольких дней или недель сверхновая звезда может затмить целую галактику. Точно так же при этих взрывах производятся все природные элементы и богатый массив субатомных частиц. В среднем в типичной галактике взрыв сверхновой происходит примерно раз в 100 лет. Каждый год в других галактиках обнаруживается от 25 до 50 сверхновых, но большинство из них находятся слишком далеко, чтобы их можно было увидеть без телескопа.
Если коллапсирующее ядро звезды в центре сверхновой содержит от 1,4 до 3 солнечных масс, коллапс продолжается до тех пор, пока электроны и протоны не объединятся, чтобы сформировать нейтроны, образуя нейтронную звезду. Нейтронные звезды невероятно плотны — сравнимы с плотностью атомного ядра. Поскольку она содержит так много массы, упакованной в такой небольшой объем, гравитация на поверхности нейтронной звезды огромна. Подобно звездам Белого карлика, приведенным выше, если нейтронная звезда образуется в системе с несколькими звездами, она может аккрецировать газ, оторвав его от ближайших спутников. Исследователь времени рентгеновского излучения Росси зафиксировал контрольные рентгеновские выбросы газа, закрученного всего в нескольких милях от поверхности нейтронной звезды.
Нейтронные звезды также обладают мощными магнитными полями, которые могут ускорять атомные частицы вокруг своих магнитных полюсов, создавая мощные лучи излучения. Эти лучи движутся вокруг, как массивные лучи прожектора, когда звезда вращается. Если такой луч ориентирован так, что он периодически направлен на Землю, мы наблюдаем его как регулярные импульсы излучения, возникающие всякий раз, когда магнитный полюс проходит мимо луча зрения. В этом случае нейтронная звезда известна как пульсар.
Если коллапсировавшее ядро звезды больше трех масс Солнца, оно полностью схлопывается, образуя черную дыру: бесконечно плотный объект, гравитация которого настолько сильна, что ничто не может избежать его непосредственной близости, даже свет. Поскольку инструменты ученых предназначены для наблюдения за фотонами, черные дыры можно обнаружить только косвенно. Косвенные наблюдения возможны, потому что гравитационное поле черной дыры настолько мощно, что любой близлежащий материал — часто внешние слои звезды-компаньона — захватывается и втягивается внутрь. По мере того, как материя движется по спирали в черную дыру, она образует диск, который нагревается до огромных температур, испуская обильное количество рентгеновских и гамма-лучей, указывающих на присутствие скрытого компаньона.
Пыль и обломки, оставленные новыми и сверхновыми, в конечном итоге смешиваются с окружающим межзвездным газом и пылью, обогащая их тяжелыми элементами и химическими соединениями, образующимися во время звездной смерти. В конце концов эти материалы перерабатываются, обеспечивая строительные блоки для нового поколения звезд и сопутствующих планетных систем.
Что особенного в массивных звездах?
Гипергигант, или массивная звезда — это космический огромной массы и размеров, имеющий на диаграмме Герцшпрунга — Рассела класс светимости 0. Гипергиганты определяются как самые мощные, самые тяжелые, самые яркие и одновременно самые редкие и короткоживущие сверхгиганты.
Массивные звезды вносят наибольший вклад в эволюцию звездных скоплений и галактик. Они являются предшественниками многих ярких и полных энергии явлений во Вселенной.
Если звезда будет настолько массивной, то ее ждет настоящий космический фейерверк. В отличие от солнцеподобных звезд, срывающих свои верхние слои, из которых формируется планетарная туманность, и сжимающихся до белого карлика, богатого углеродом и кислородом, или до красного карлика, который никогда не достигнет этапа сжигания гелия и просто сожмется до богатого гелием белого карлика, наиболее массивных звезд настоящий катаклизм. Чаще всего, особенно у звезд с не самой большой массой (≈ 20 солнечных масс и меньше), температура ядра продолжает повышаться, пока процесс синтеза переходит на более тяжелые элементы: от углерода к кислороду и/или неону, и затем далее, по периодической таблице, к магнию, кремнию, сере, приходя в итоге к железу, кобальту и никелю. Синтез дальнейших элементов потребовал бы больше энергии, чем выделяется при реакции, поэтому ядро схлопывается и появляется сверхновая.
Массивные звезды очень редки, но весьма важны для космоса — все потому, что массивные звезды могут закончить свое существование не только в виде сверхновой. Также они могут превратиться в гиперновые — они гораздо более энергетическая и яркие, чем сверхновые, и не оставляют за собой остатков ядра. Кроме того, они могут превратиться в сверхмассивную черную дыру. Все эти три события важны для изучения Вселенной.
Почему их сложно изучать?
Для изучения массивных звезд требуются подробные коды звездной эволюции: компьютерные программы, которые рассчитывают как внутреннюю структуру, так и эволюцию этих звезд. К сожалению, подробные коды требуют больших вычислительных ресурсов — вычисление эволюции только одной звезды может занять несколько часов. Поэтому неразумно использовать эти коды для моделирования звезд в сложных системах, таких как шаровые звездные скопления, которые могут содержать миллионы взаимодействующих звезд.
Как ученые решили проблему?
Чтобы решить эту проблему, группа ученых под руководством Центра передового опыта ARC по открытию гравитационных волн (OzGrav) разработала код звездной эволюции под названием METhod of Interpolation for Single Star Evolution (METISSE).
Интерполяция — это метод оценки количества на основе близких значений, например, оценка размера звезды на основе звезд с аналогичными массами. С помощью интерполяции METISSE быстро вычисляет свойства звезды в любой момент, используя выбранные звездные модели, рассчитанные с помощью подробных кодов звездной эволюции.
Чрезвычайно быстро METISSE может развить 10 000 звезд всего за три минуты. Прежде всего он может использовать наборы звездных моделей для предсказания свойств звезд — это чрезвычайно важно именно для массивных звезд. Массивные звезды встречаются редко, и их удивительная и короткая жизнь затрудняет определение их свойств.
Следовательно, подробные коды звездной эволюции часто должны делать предположения при вычислении эволюции этих звезд. Различия в представлениях, используемых различными кодами звездной эволюции, могут существенно повлиять на их прогнозы о жизни и свойствах массивных звезд.
В новом исследовании ученые использовали METISSE с двумя наборами современных звездных моделей: один был рассчитан Модулями для экспериментов в звездной астрофизике (MESA), а другой — эволюционным кодом Бонна (BEC).
MESA — это открытые коды для расчета звездной эволюции и строения звезд. Созданы международной группой астрофизиков.
Пуджан Агравал, исследователь OzGrav и ведущий автор исследования объясняет: «Мы интерполировали звезды, масса которых в 9–100 раз превышала массу Солнца, и сравнили предсказания относительно их окончательной судьбы. Для большинства массивных звезд в нашем наборе мы обнаружили, что массы звездных остатков (нейтронные звезды или черные дыры) могут отличаться до 20-кратной массы Солнца».
«Результаты этого исследования окажут огромное влияние на будущие прогнозы гравитационно-волновой астрономии».
«METISSE — это только первый шаг в раскрытии роли массивных звезд в звездных системах, таких как звездные скопления, и уже результаты впечатляют».
Источник