Звезды, как и люди, могут быть новорожденными, молодыми, старыми. Каждый миг умирают одни звезды и образуются другие. Обычно самые юные из них похожи на Солнце. Они находятся на стадии формирования и фактически представляют собой протозвезды. Астрономы называют их звездами типа Т - Тельца, по имени своего прототипа. По своим свойствам - например, светимости - протозвезды являются переменными, поскольку их существование еще не вошло в стабильную фазу. Вокруг многих из них находится большое количество материи. От звезд типа Т исходят мощные ветровые потоки.
Протозвезды: начало жизненного цикла
Если на поверхность протозвезды падает вещество, оно быстро сгорает и превращается в тепло. Как следствие, температура протозвезд постоянно увеличивается. Когда она поднимается настолько, что в центре звезды запускаются ядерные реакции, протозвезда обретает статус обыкновенной. С началом протекания ядерных реакций у звезды появляется постоянный источник энергии, который поддерживает ее жизнедеятельность в течение длительного времени. Насколько долгой будет жизненный цикл звезды во Вселенной, зависит от ее первоначального размера. Однако считается, что у звезд, диаметром с Солнце, энергии хватит на то, чтобы безбедно существовать в течение приблизительно 10 млрд лет. Несмотря на это, случается и так, что даже более массивные звезды живут всего лишь несколько миллионов лет. Это происходит по причине того, что сжигают они свое топливо гораздо быстрее.
Звезды нормальных размеров
Каждая из звезд представляет собой сгустки горячего газа. В их глубинах постоянно происходит процесс выработки ядерной энергии. Однако не все звезды похожи на Солнце. Одно из главных различий заключается в цвете. Звезды бывают не только желтыми, но и синеватыми, красноватыми.
Яркость и светимость
Различаются они и по таким признакам, как блеск, яркость. То, насколько яркой окажется наблюдаемая с поверхности Земли звезда, зависит не только от ее светимости, но и от удаленности от нашей планеты. Учитывая расстояние до Земли, звезды могут обладать совершенно различной яркостью. Этот показатель колеблется от одной десятитысячной блеска Солнца до яркости, сопоставимой более чем с миллионом Солнц.
Большая часть звезд находится на нижнем отрезке этого спектра, являясь тусклыми. Во многих отношениях Солнце является среднестатистической, типичной звездой. Однако, по сравнению с другими, оно обладает гораздо большей яркостью. Большое количество тусклых звезд могут наблюдаться даже невооруженным глазом. Причина, по которой звезды отличаются по яркости, заключается в их массе. Цвет, блеск и изменение яркости во времени определяется количеством вещества.
Попытки объяснить жизненный цикл звезд
Люди издавна пытались проследить жизнь звезд, однако первые попытки ученых были достаточно робкими. Первым достижением было применение закона Лейна к гипотезе Гельмгольца-Кельвина о гравитационном сжатии. Это принесло в астрономию новое понимание: теоретически температура звезды должна повышаться (ее показатель обратно пропорционален радиусу звезды) до тех пор, пока увеличение плотности не замедлит процессы сжатия. Тогда расход энергии будет выше, чем ее приход. В этот момент звезда начнет стремительно остывать.
Гипотезы о жизни звезд
Одна из оригинальных гипотез о жизненном цикле звезды была предложена астрономом Норманом Локиером. Он считал, что звезды возникают из метеорной материи. При этом положения его гипотезы опирались не только на имеющиеся в астрономии теоретические выводы, но и на данные спектрального анализа звезд. Локиер был убежден в том, что химические элементы, которые принимают участие в эволюции небесных тел, состоят из элементарных частиц - «протоэлементов». В отличие от современных нейтронов, протонов и электронов, они обладают не общим, а индивидуальным характером. Например, согласно Локиеру, водород распадается на так называемый «протоводород»; железо становится «протожелезом». Описать жизненный цикл звезды пытались и другие ученые-астрономы, например, Джеймс Хопвуд, Яков Зельдович, Фред Хойл.
Звезды-гиганты и звезды-карлики
Звезды больших размеров являются самыми горячими и яркими. На вид они обычно белые или голубоватого оттенка. Несмотря на то что они обладают гигантскими размерами, топливо внутри них сгорает настолько быстро, что они лишаются его за каких-то несколько миллионов лет.
Звезды небольших размеров, в противоположность гигантским, обычно не столь яркие. Они обладают красным цветом, живут достаточно долго - в течение миллиардов лет. Но среди ярких звезд на небосклоне есть также красные и оранжевые. Примером может послужить звезда Альдебаран - так называемый «глаз быка», находящийся в созвездии Тельца; а также в созвездии Скорпиона. Почему же эти холодные звезды способны конкурировать по яркости с раскаленными звездами, наподобие Сириуса?
Так происходит из-за того, что когда-то они очень сильно расширились, и по своему диаметру стали превосходить огромные красные звезды (сверхгиганты). Огромная площадь позволяет этим звездам излучать на порядок больше энергии, чем Солнце. И это несмотря на тот факт, что их температура намного ниже. К примеру, диаметр Бетельгейзе, находящейся в созвездии Ориона, в несколько сотен раз больше диаметра Солнца. А диаметр обыкновенных красных звезд обычно не составляет и десятой части размера Солнца. Такие звезды называют карликами. Эти виды жизненного цикла звезд может проходить каждое небесное светило - одна и та же звезда на разных отрезках своей жизни может быть и красным гигантом, и карликом.
Как правило, светила, подобные Солнцу, поддерживают свое существование за счет находящегося внутри водорода. Он превращается в гелий внутри ядерной сердцевины звезды. Солнце располагает огромным количеством топлива, однако даже оно не бесконечно - за последние пять миллиардов лет была израсходована половина запаса.
Время жизни звезд. Жизненный цикл звезд
После того как внутри звезды исчерпываются запасы водорода, приходят серьезные перемены. Остатки водорода начинают сгорать не внутри ее ядра, а на поверхности. При этом все больше сокращается время жизни звезды. Цикл звезд, по крайней мере, большинства из них, на этом отрезке переходит в стадию красного гиганта. Размер звезды становится больше, а ее температура - напротив, меньше. Так появляется большинство красных гигантов, а также сверхгигантов. Этот процесс входит в состав общей последовательности происходящих со звездами изменений, которые ученые назвали эволюцией звезд. Цикл жизни звезды включает все ее стадии: в конечном счете все звезды стареют и умирают, а продолжительность их существования напрямую определяется количеством топлива. Большие звезды заканчивают свою жизнь огромным, эффектным взрывом. Более скромные, наоборот, погибают, постепенно сжимаясь до размеров белых карликов. Затем они просто угасают.
Сколько по времени живет средняя звезда? Жизненный цикл звезды может длиться от менее 1,5 млн лет и до 1 млрд лет и более. Все это, как было сказано, зависит от ее состава и размеров. Звезды, подобные Солнцу, живут от 10 до 16 млрд лет. Очень яркие звезды, наподобие Сириуса, живут относительно недолго - всего лишь несколько сотен миллионов лет. Схема жизненного цикла звезды включает в себя следующие этапы. Это молекулярное облако - гравитационный коллапс облака - рождение сверхновой звезды - эволюция протозвезды - окончание протозвездной фазы. Затем следуют этапы: начало стадии молодой звезды - середина жизни - зрелость - стадия красного гиганта - планетарная туманность - этап белого карлика. Последние две фазы свойственны звездам малого размера.
Природа планетарных туманностей
Итак, мы рассмотрели кратко жизненный цикл звезды. Но что представляет собой Превращаясь из огромного красного гиганта в белого карлика, иногда звезды сбрасывают внешние слои, и тогда ядро звезды становится обнаженным. Газовая оболочка начинает светиться под действием энергии, излучаемой звездой. Название свое эта стадия получила за счет того, что светящиеся газовые пузыри в этой оболочке часто похожи на диски вокруг планет. Но на самом деле они ничего общего с планетами не имеют. Жизненный цикл звезд для детей может не включать всех научных подробностей. Можно лишь описать основные фазы эволюции небесных светил.
Звездные скопления
Астрономы очень любят исследовать Есть гипотеза, что все светила рождаются именно группами, а не поодиночке. Так как звезды, принадлежащие к одному скоплению, обладают схожими свойствами, то и различия между ними являются истинными, а не обусловленными расстоянием до Земли. Какие бы изменения не приходились на долю этих звезд, свое начало они берут в одно и то же время и при равных условиях. Особенно много знаний можно получить, изучая зависимость их свойств от массы. Ведь возраст звезд в скоплениях и их удаленность от Земли примерно равны, поэтому отличаются они только по этому показателю. Скопления будут интересны не только профессиональным астрономам - каждый любитель будет рад сделать красивую фотографию, полюбоваться их исключительно красивым видом в планетарии.
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.
Если у вас возникли вопросы - оставляйте их в комментариях под статьей. Мы или наши посетители с радостью ответим на них
Как и любые тела в природе, звезды тоже не могут оставаться неизменными. Они рождаются, развиваются и, наконец, «умирают». Эволюция звезд занимает миллиарды лет, а вот по поводу времени их образования ведутся споры. Раньше астрономы считали, что процесс их «рождения» из звездной пыли требует миллионы лет, но не так давно были получены фотографии области неба из состава Большой Туманности Ориона. За несколько лет там возникло небольшое
На снимках 1947 года в этом месте была зафиксирована небольшая группа звездоподобных объектов. К 1954 году некоторые из них уже стали продолговатыми, а еще через пять лет эти объекты распались на отдельные. Так впервые процесс рождения звезд проходил буквально на глазах у астрономов.
Давайте подробно разберем, как проходит строение и эволюция звезд, с чего начинается и чем заканчивается их бесконечная, по людским меркам, жизнь.
Традиционно ученые предполагают, что звезды образуются в результате конденсации облаков газо-пылевой среды. Под действием гравитационных сил из образовавшихся облаков формируется непрозрачный газовый шар, плотный по своей структуре. Его внутреннее давление не может уравновесить сжимающие его гравитационные силы. Постепенно шар сжимается настолько, что температура звездных недр повышается, и давление горячего газа внутри шара уравновешивает внешние силы. После этого сжатие прекращается. Длительность этого процесса зависит от массы звезды и обычно составляет от двух до нескольких сотен миллионов лет.
Строение звезд предполагает очень высокую температуру в их недрах, что способствует беспрерывным термоядерным процессам (водород, который их образует, превращается в гелий). Именно эти процессы являются причиной интенсивного излучения звезд. Время, за которое они расходуют имеющийся запас водорода, определяется их массой. От этого же зависит и длительность излучения.
Когда запасы водорода истощаются, эволюция звезд подходит к этапу образования Это происходит следующим образом. После прекращения выделения энергии гравитационные силы начинают сжимать ядро. При этом звезда значительно увеличивается в размерах. Светимость также возрастает, поскольку процесс продолжается, но только в тонком слое на границе ядра.
Этот процесс сопровождается повышением температуры сжимающегося гелиевого ядра и превращением ядер гелия в ядра углерода.
По прогнозам, наше Солнце может превратиться в красного гиганта через восемь миллиардов лет. Радиус его при этом увеличится в несколько десятков раз, а светимость вырастет в сотни раз по сравнению с нынешними показателями.
Продолжительность жизни звезды, как уже отмечалось, зависит от ее массы. Объекты с массой, которая меньше солнечной, очень экономно «расходуют» запасы своего поэтому могут светить десятки миллиардов лет.
Эволюция звезд заканчивается образованием Это происходит с теми из них, чья масса близка к массе Солнца, т.е. не превышает 1,2 от нее.
Гигантские звезды, как правило, быстро истощают свой запас ядерного горючего. Это сопровождается значительной потерей массы, в частности, за счет сброса внешних оболочек. В результате остается только постепенно остывающая центральная часть, в которой ядерные реакции полностью прекратились. Со временем такие звезды прекращают свое излучение и становятся невидимыми.
Но иногда нормальная эволюция и строение звезд нарушается. Чаще всего это касается массивных объектов, исчерпавших все виды термоядерного горючего. Тогда они могут преобразовываться в нейтронные, или И чем больше ученые узнают об этих объектах, тем больше возникает новых вопросов.
Внутренняя жизнь звезды регулируется воздействием двух сил: силы притяжения, которая противодействует звезде, удерживает ее, и силы, освобождающейся при происходящих в ядре ядерных реакциях. Она, наоборот, стремится “вытолкнуть” звезду в дальнее пространство. Во время стадий формирования плотная и сжатая звезда находится под сильным воздействием гравитации. В результате происходит сильное нагревание, температура достигает 10-20 миллионов градусов. Этого достаточно для начала ядерных реакций, в результате которых водород превращается в гелий.
Затем в течении длительного периода две силы уравновешивают друг друга, звезда находится в стабильном состоянии. Когда ядерное горючее ядра понемногу иссякает, звезда вступает в фазу нестабильности, две силы противоборствуют. Для звезды наступает критический момент, в действие вступают самые разные факторы – температура, плотность, химический состав. На первое место выступает масса звезды, именно от нее зависит будущее этого небесного тела – или звезда вспыхнет, как сверхновая, или превратится в белого карлика, нейтронную звезду или в черную дыру.
Как иссякает водород
Только очень крупные среди небесных тел (примерно в 80 раз превышающие массу Юпитера) становятся звездами, меньшие (примерно в 17 раз меньше Юпитера) становятся планетами. Есть и тела средней массы, они слишком крупные, чтобы относиться к классу планет, и слишком маленькие и холодные для того, что бы в их недрах происходили ядерные реакции, характерные для звезд.
Эти небесные тела темного цвета обладают слабой светимостью, их довольно сложно различить на небе. Они получили название “коричневые карлики”.
Итак, звезда формируется из облаков, состоящих из межзвездного газа. Как уже отмечалось, довольно длительное время звезда пребывает в уравновешенном состоянии. Затем наступает период нестабильности. Дальнейшая судьба звезды зависит от различных факторов. Рассмотрим гипотетическую звезду небольшого размера, масса которой составляет от 0,1 до 4 солнечных масс. Характерной чертой звезд, имеющих малую массу, является отсутствие конвекции во внутренних слоях, т.е. вещества, входящие в состав звезды, не смешиваются, как это происходит у звезд, обладающих большой массой.
Это означает, что, когда водород в ядре заканчивается, новых запасов этого элемента во внешних слоях нет. Водород, сгорая, превращается в гелий. Понемногу ядро разогревается, поверхностные слои дестабилизируют собственную структуру, и звезда, как можно видеть по диаграмме Г-Р, медленно выходит из фазы Главной последовательности. В новой фазе плотность материи внутри звезды повышается, состав ядра “дегенерирует”, в результате появляется особая консистенция. Она отличается от нормальной материи.
Видоизменение материи
Когда материя видоизменяется, давление зависит только от плотности газов, а не от температуры.
На диаграмме Герцшпрунга – Ресселла звезда сдвигается вправо, а затем вверх, приближаясь к области красных гигантов. Ее размеры значительно увеличиваются, и из-за этого температура внешних слоев падает. Диаметр красного гиганта может достигать сотни миллионов километров. Когда наше войдёт в эту фазу, оно “проглотит” или и Венеру, а если не сможет захватить и Землю, то разогреет её до такой степени, что жизнь на нашей планете перестанет существовать.
За время эволюции звезды температура ее ядра повышается. Сначала происходят ядерные реакции, затем по достижении оптимальной температуры начинается плавление гелия. Когда это происходит, внезапное повышение температуры ядра вызывает вспышку, и звезда быстро перемещается в левую часть диаграммы Г-Р. Это так называемый “helium flash”. В это время ядро, содержащее гелий, сгорает вместе с водородом, который входит в состав оболочки, окружающей ядро. На диаграмме Г-Р эта стадия фиксируется продвижением вправо по горизонтальной линии.
Последние фазы эволюции
При трансформации гелия в углерод ядро видоизменяется. Его температура повышается до тех пор (если звезда крупная), пока углерод не начнет гореть. Происходит новая вспышка. В любом случае во время последних фаз эволюции звезды отмечается значительная потеря ее массы. Это может происходить постепенно или резко, во время вспышки, когда внешние слои звезды лопаются, как большой пузырь. В последнем случае образуется планетарная туманность – оболочка сферической формы, распространяющаяся в космическом пространстве со скоростью в несколько десятков или даже сотен км/сек.
Конечная судьба звезды зависит от массы, оставшейся после всего происходящего в ней. Если она во время всех превращений и вспышек выбросила много материи и ее масса не превышает 1,44 солнечной массы, звезда превращается в белого карлика. Эта цифра носит название “лимит Чандра - секара” в честь пакистанского астрофизика Субрахманьяна Чандрасекара. Это максимальная масса звезды, при которой катастрофический конец может не состоятся из-за давления электронов в ядре.
После вспышки внешних слоев ядро звезды остается, и его поверхностная температура очень высока – порядка 100 000 °К. Звезда двигается к левому краю диаграммы Г-Р и спускается вниз. Ее светимость уменьшается, так как уменьшаются размеры.
Звезда медленно доходит до зоны белых карликов. Это звезды небольшого диаметра (как наша ), но отличающиеся очень высокой плотностью, в полтора миллиона раз больше плотности воды. Кубический сантиметр вещества, из которого состоит белый карлик, на Земле весил бы около одной тонны!
Белый карлик представляет собой конечную стадию эволюции звезды, без вспышек. Она понемногу остывает.
Ученые полагают, что конец белого карлика проходит очень медленно, во всяком случае, с начала существования Вселенной, похоже, ни один белый карлик не пострадал от “термической смерти”.
Если же звезда крупная, и ее масса больше Солнца, она вспыхнет, как сверхновая. Во время вспышки звезда может разрушиться полностью или частично. В первом случае от нее останется облако газа с остаточными веществами звезды. Во втором – остается небесное тело высочайшей плотности – нейтронная звезда или черная дыра.
Звезду массой т ☼ и радиусом R можно характеризовать ее потенциальной энергией Е. Потенциальной, или гравитационной, энергией звезды называется работа, которую надо затратить, чтобы распылить вещество звезды на бесконечность. И наоборот, эта энергия высвобождается при сжатии звезды, т.е. при уменьшении ее радиуса. Значение этой энергии можно вычислить при помощи формулы:
Потенциальная энергия Солнца равна: Е ☼ = 5,9∙10 41 Дж.
Теоретическое исследование процесса гравитационного сжатия звезды показало, что приблизительно половину своей потенциальной энергии звезда излучает, тогда, как вторая половина тратится на повышение температуры ее массы приблизительно до десяти миллионов кельвинов. Нетрудно, однако, убедиться, что эту энергию Солнце высветило бы за 23 млн. лет. Итак, гравитационное сжатие может быть источником энергии звезд только на некоторых, довольно кратких этапах их развития.
Теорию термоядерного синтеза сформулировали в 1938 г. немецкие физики Карл Вейцзеккер и Ганс Бете. Предпосылкой этого было, во-первых, определение в 1918 г. Ф. Астоном (Англия) массы атома гелия, который равняется 3,97 массы атома водорода, во-вторых, выявление в 1905 г. связи между массой тела т и его энергией Е в виде формулы Эйнштейна:
где с – скорость света, в-третьих, выяснение в 1929 г. того, что благодаря туннельному эффекту две одинаково заряженные частицы (два протона) могут сближаться на расстояние, где превосходящей будет сила притяжения, а также открытие в 1932 г. позитрона е+ и нейтрона п.
Первой и наиболее эффективной из реакций термоядерного синтеза есть образования из четырех протонов р ядра атома гелия по схеме:
Очень важно то, что здесь возникаетдефект массы: масса ядра гелия равняется 4,00389 а.е.м., тогда как масса четырех протонов 4,03252 а.е.м. За формулой Эйнштейна вычислим энергию, которая выделяется во время образования одного ядра гелия:
Нетрудно подсчитать, что если бы Солнце на начальной стадии развития состояло из одного водорода, то его превращение в гелий было бы достаточным для существования Солнца как звезды при нынешних потерях энергии около 100 млрд. лет. На самом деле же идет речь о «выгорании» около 10% водорода из глубочайших недр звезды, где температура достаточна для реакций синтеза.
Реакции синтеза гелия могут проходить двумя путями. Первый называется рр-циклом, второй – С NО-циклом. В том и другому случае дважды в каждом ядре гелия протон превращается в нейтрон по схеме:
,
где V - нейтрино.
В таблице 1 указано среднее время каждой из термоядерных реакций синтеза, промежуток, за который количество исходных частичек уменьшится в е раз.
Таблица 1. Реакции синтеза гелия.
Эффективность реакций синтеза характеризуется мощностью источника, количеством энергии, которая высвобождается в единице массы вещества за единицу времени. Из теории вытекает, что
, тогда как. Граница температуры Т, выше которой главную роль сыграет не рр-, а CNO-цикл , равна 15∙10 6 К. В недрах Солнца основную роль сыграет рр- цикл. Именно потому, что первая из его реакций имеет очень большое характерное время (14 млрд. лет), Солнце и подобные ему звезды проходят свой эволюционный путь около десяти миллиардов лет. Для более массивных белых звезд это время у десятки и сотни раз меньше, поскольку значительно меньшим есть характерное время основных реакций CNO- цикла.Если температура в недрах звезды после исчерпания там водорода достигнет сотен миллионов кельвинов, а это возможно для звезд с массой т >1,2m ☼ , то источником энергии становится реакция преобразования гелия в углерод по схеме:
. Расчет показывает, что запасы гелия звезда истратит приблизительно за 10 млн. лет. Если ее масса достаточно большая, ядро продолжает сжиматься и при температуре свыше 500 млн. градусов становятся возможными реакции синтеза более сложных атомных ядер по схеме:
При высших температурах перебегают такие реакции:
и т.д. вплоть до образования ядер железа. Это реакции экзотермические, вследствие их хода энергия высвобождается.
Как знаем, энергия, которую излучает звезда в окружающее пространство, выделяется в ее недрах и постепенно просачивается к поверхности звезды. Это перенесение энергии через толщу вещества звезды может осуществляться двумя механизмами: лучистым переносом или конвекцией.
В первом случае речь идет о многоразовом поглощении и переизлучении квантов. Фактически при каждом таком акте проходит дробление квантов, поэтому вместо жестких γ-квантов, которые возникают при термоядерном синтезе в недрах звезды до поверхности ее доходят миллионы квантов низкой энергии. При этом исполняется закон сохранения энергии.
В теории переноса энергии введено понятие длинны свободного пробеге кванта некоторой частоты υ. Нетрудно сориентироваться, что в условиях звездных атмосфер, длина свободного пробега кванта не превышает нескольких сантиметров. И время просачивания квантов энергии от центра звезды к ее поверхности измеряется миллионами лет.Однако в недрах звезд могут сложиться условия, при которых такое лучистое равновесие нарушается. Аналогично ведет себя вода в сосуде, который подогревают снизу. Определенное время здесь жидкость находится в состоянии равновесия, так как молекула, получив излишек энергии непосредственно от дна сосуда, успевает передать часть энергии за счет столкновений другим молекулам, которые находятся выше. Тем самым устанавливается определенный градиент температуры в сосуде от ее дна к верхнему краю. Однако со временем скорость, с которой молекулы могут передавать энергию вверх за счет столкновений, становится меньше темпа передачи тепла снизу. Наступает кипение – перенос тепла непосредственным перемещением вещества.
Loading...