Как происходит эволюция звёзд

Содержание

Последующие этапы эволюции звезд

Каждый из вариантов развития состояния звезды определяется ее массой и отрезком времени, в течение которого происходит трансформация звездной материи. Однако Вселенная представляет собой многогранный и сложный механизм, поэтому эволюция звезд может идти другими путями.

Путешествуя по главной последовательности, звезда с массой, примерно равной массе Солнца, имеет три основных варианта маршрута:

  1. спокойно прожить свою жизнь и мирно почить в бескрайних просторах Вселенной;
  2. перейти в фазу красного гиганта и медленно стареть;
  3. перейти в категорию белых карликов, вспыхнуть сверхновой и превратиться в нейтронную звезду.

Возможные варианты эволюции протозвезд в зависимости от времени, химического состав объектов и их массы

Фаза гиганта и ее особенности

У звезд с небольшой массой плотность ядра становится колоссальной, превращая звездную материю в вырожденный релятивистский газ. Если масса звезды чуть больше 0,26М, рост давления и температуры приводит к началу синтеза гелия, охватывающего всю центральную область объекта. С этого момента температура звезды стремительно растет. Главная особенность процесса заключается в том, что вырожденный газ не имеет способности расширяться. Под воздействием высокой температуры увеличивается только скорость деления гелия, что сопровождается взрывной реакцией. В такие моменты мы можем наблюдать гелиевую вспышку. Яркость объекта увеличивается в сотни раз, однако агония звезды продолжается. Происходит переход звезды в новое состояние, где все термодинамические процессы происходят в гелиевом ядре и в разряженной внешней оболочке.

Строение звезды главной последовательности солнечного типа и красного гиганта с изотермическим гелиевым ядром и слоевой зоной нуклеосинтеза

Такое состояние является временным и не отличается устойчивостью. Звездная материя постоянно перемешивается, при этом значительная ее часть выбрасывается в окружающее пространство, образуя планетарную туманность. В центре остается горячее ядро, которое называется белым карликом.

Оказавшись в состоянии белого карлика, объект пребывает в крайне неустойчивом состоянии. Прекратившиеся ядерные реакции приводят к падению давления, ядро переходит в состояние коллапса. Энергия, выделяемая в данном случае, расходуется на распад железа до атомов гелия, который дальше распадается на протоны и нейтроны. Запущенный процесс развивается со стремительной скоростью. Коллапс звезды характеризует динамический отрезок шкалы и занимает по времени долю секунды. Возгорание остатков ядерного топлива происходит взрывным образом, освобождая в доли секунды колоссальный объем энергии. Этого вполне достаточно, чтобы взорвать верхние слои объекта. Финальной стадией белого карлика является вспышка сверхновой.

Ядро звезды начинает схлопываться (слева). Схлопывание формирует нейтронную звезду и создает поток энергии во внешние слои звезды (в центре). Энергия, выделяемая в результате сброса внешних слоев звезды при вспышке сверхновой (справа).

Оставшееся сверхплотное ядро будет представлять собой скопление протонов и электронов, которые сталкиваясь друг с другом, образуют нейтроны. Вселенная пополнилась новым объектом — нейтронной звездой. Из-за высокой плотности ядро становится вырожденным, процесс коллапсирования ядра останавливается. Если бы масса звезды была достаточно большой, коллапс мог бы продолжаться до тех пор, пока остатки звездной материи не упадут окончательно в центре объекта, образуя черную дыру.

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.

Середина жизненного цикла звезды[править | править код]

Среди звёзд встречается широкое многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе — от 0,0767 до около 300 Солнечных масс по последним оценкам. Светимость и цвет звезды зависят от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется её массой. Все новые звёзды «занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе. Речь, естественно, идёт не о физическом перемещении звезды — только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. Фактически, перемещение звезды по диаграмме отвечает лишь изменению параметров звезды.

Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность.

Файл:Sagittarius Star Cloud.jpg

Звёзды в созвездии Стрельца (вид с Земли на центр галактики Млечный Путь)

Исторический путь легионов

Этапы эволюции звезд

Теория звездной эволюции рассматривает изменения в физических, химических характеристиках звезд, которые связаны с возрастом светила. Ее основными этапами являются:

  • образование протозвезды из газового облака;
  • формирование звезды разной массы, которая в ходе термоядерных процессов станет либо гигантом, либо сверхгигантом;
  • эволюция звезд с низкой массой заканчивается их превращением в белого карлика;

тяжелая звезда в ходе гравитационного коллапса образует нейтронную звезду или черную дыру.

Гравитационным коллапсом называют катастрофически быстрое сжатие космических тел под действием гравитационных сил. 

Протозвезда

Жизнь каждой звезды начинается с рождения. На первых этапах формируется большое облако, внутри которого образуются молекулы. В результате гравитационного воздействия облако межзвездного газа начинает сжиматься и постепенно приобретает шарообразную форму. Во время сжатия энергия гравитации переходит в тепло, что приводит к повышению температурных показателей в центральной части звезды.  Но при этом температура еще не такая высокая, чтобы запустились термоядерные реакции.

На первой стадии своего эволюционного развития объект принято называть протозвездой. Процесс образования нового тела проходит на протяжении долгого времени и может достигать миллионов лет. Протозвезды со сформированным ядром и оболочкой выделяют в отдельный тип, который называют звезды до главной последовательности. У них низкая температура и высокая светимость. Звезда постепенно начинает двигаться к главной последовательности, а свою энергию она получает благодаря силам гравитации.

Процесс сжатия у протозвезд происходит очень медленно. Например, чтобы Солнце перешло в главную последовательность ему потребовалось 30 млн. лет.

Рождение новых звезд

Сверхновая вспыхнувшая в 1604 году

Новые вспышки являются термоядерными взрывами, происходящим в некоторых тесных звездных системах. Такие системы состоят из белого карлика и более крупной звезды-компаньона (звезды главной последовательности, субгиганта или гиганта). Могучее тяготение белого карлика притягивает вещество из звезды-компаньона, в результате чего вокруг него образуется аккреционный диск. Термоядерные процессы, происходящие в аккреционном диске, временами теряют стабильность и приобретают взрывной характер.

В результате такого взрыва яркость звездной системы увеличивается в тысячи, а то и в сотни тысяч раз. Так происходит рождение новой звезды. Доселе тусклый, а то и невидимый для земного наблюдателя объект приобретает заметную яркость. Как правило, своего пика такая вспышка достигает всего за несколько дней, а затухать может годами. Нередко такие вспышки повторяются у одной и той же системы раз в несколько десятилетий, т.е. являются периодичными. Также вокруг новой звезды наблюдается расширяющаяся газовая оболочка.

Сверхновые взрывы обладают совершенно иной и более разнообразной природой своего происхождения.

Звездные скопления

Астрономы очень любят исследовать скопления звезд. 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.

Огонь по шашлыкам

Фаза главной последовательности

Несмотря на то, что некоторые реакции термоядерного синтеза запускаются при более низких температурах, основная фаза водородного горения стартует при температуре в 4 млн. градусов. С этого момента начинается фаза главной последовательности. В дело вступает новая форма воспроизводства звездной энергии — ядерная. Кинетическая энергия, высвобождаемая в процессе сжатия объекта, отходит на второй план. Достигнутое равновесие обеспечивает долгую и спокойную жизнь звезды, оказавшейся в начальной фазе главной последовательности.

Деление и распад атомов водорода в процессе термоядерной реакции, происходящей в недрах звезды

С этого момента наблюдение за жизнью звезды четко привязано к фазе главной последовательности, которая является важной частью эволюции небесных светил. Именно на этом этапе единственным источником звездной энергии является результат горения водорода

Объект пребывает в состоянии равновесия. По мере расхода ядерного топлива меняется только химический состав объекта. Пребывание Солнца в фазе главной последовательности продлится ориентировочно 10 млрд. лет. Столько времени потребуется, чтобы наше родное светило израсходовало весь запас водорода. Что касается массивных звезд, то их эволюция происходит быстрее. Излучая больше энергии, массивная звезда пребывает в фазе главной последовательности всего 10-20 млн. лет.

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела, оценивающая взаимосвязь спектра звезд с их светимостью. Точки на диаграмме – месторасположение известных звезд. Стрелки указывают смещение звезд от главной последовательности в фазы гигантов и белых карликов.

Чтобы представить эволюцию звезд, достаточно взглянуть на диаграмму, характеризующую путь небесного светила в главной последовательности. Верхняя часть графика выглядит менее насыщенной объектами, так как именно здесь сосредоточены массивные звезды. Это месторасположение объясняется их непродолжительным жизненным циклом. Из известных на сегодняшний день звезд некоторые имеют массу 70М. Объекты, масса которых превышает верхний предел — 100М, могут вообще не сформироваться.

У небесных светил, масса которых меньше 0,08М, нет возможности преодолеть критическую массу, необходимую для начала термоядерного синтеза и остаются всю свою жизнь холодными. Самые маленькие протозвезды сжимаются и образуют планетоподобные карлики.

Планетоподобный коричневый карлик в сравнении с нормальной звездой (наше Солнце) и планетой Юпитер

Литература[ | код]

Стоял на вооружении

Ссылки

Структура звезд Вселенной

Большую часть своего существования звезда пребывает в этапе главной последовательности. Представлена ядром, участками радиации и конвекции, фотосферой, хромосферой и короной. Ядро – территория, где происходит ядерное слияние, подпитывающее звезду. Энергия этих реакций переходит из радиационной зоны наружу. В конвективной энергия транспортируется горящими газами. Если звезда массивнее Солнца, то конвективная в ядре и излучает во внешних слоях, а если уступает по массивности, то излучает в ядре, а конвективная во внешних слоях. Объекты с промежуточной массой спектрального типа А способны излучать везде.

Далее в звездном строении идет фотосфера, которую часто называют поверхностью. За ней – красноватая хромосфера, из-за наличия водорода. Внешний шар звезды – корона. Она невероятно горячая и может быть связана с конвекцией во внешних слоях. Нижнее видео детально описывает движение звезд на небе.

  • Интересные факты о звездах;
  • Сколько займет путешествие до ближайшей звезды?;
  • Что такое звезды?;
  • Звезды и планеты;
  • Диаграмма Герцшпрунга-Рассела;
  • Рождение звезд;
  • Где рождаются звезды;
  • Как формируется звезда?;
  • Как умирают звезды?;
  • Жизненный цикл звезды;
  • Жизнь звезды;
  • Какой была первая звезда?;
  • Звездная эволюция;
  • Двигаются ли звезды?;
  • Гравитационное красное смещение;
  • Звездный параллакс;
  • Самая большая звезда во Вселенной;
  • Самая маленькая звезда во Вселенной;
  • Самая близкая звезда к Солнцу;
  • Самая яркая звезда на небе;
  • Самая яркая звезда во Вселенной;
  • Самая известная звезда;
  • Самая массивная звезда;
  • Размеры звезд;
  • Из чего состоят звезды;
  • Ядро звезды;
  • Температура звезды;
  • Масса звезды;
  • Цвет звезды;
  • Светимость звезды;
  • Бинарная звезда;
  • Звезды Вольфа-Райе;
  • Звезды Пояса Ориона;
  • Звезды главной последовательности;
  • Углеродные звезды;
  • Переменные звезды;
  • Сверхновая звезда;
  • Коричневые карлики;
  • Магнетар;
  • Цефеиды;
  • Падающие звезды;

Обозначения

Эволюция звезд различной массы

Стоит отметить, что звездные тела имеют разные характеристики.

Низкая масса

Если начальная масса светила меньше 0.08 солнечной массы, то в недрах таких звезд не возникнет сгорание водорода. Проще говоря, в них отсутствует ядерный синтез, а энергия вырабатывается благодаря сжатию ядра. Примером подобных светил являются коричневые карлики. Их конечный этап — превращение в чёрный карлик, то есть остывшую звезду, которая не выделяет энергию.

К сожалению, такая же участь уготовлена красным карликам с подобной массой. Но в отличие от коричневых собратьев, внутри них происходит горение водорода. Правда, в слоевом источнике в районе гелиевого ядра водород уже не горит. В результате светило сжимается и нагревается. Затем наступает последний этап эволюции красного карлика малой массы — вырожденный гелиевый карлик. В это время практически всё звёздное тело состоит из гелия с водородной оболочкой, а равновесие удерживается вырожденным электронным газом.

Белый карлик

Средняя масса

Как оказалось, звёздная эволюция при средней массе тела проходит по следующему пути.Для светил с массой от 0.5 до 8 солнечных масс путь один — это превращение в углеродно-кислородный белый карлик, который будет состоять из вырожденного газа.

Когда у звёзд с данными значениями массы в ядре заканчивается водород (он же сжигается, как мы помним), начинается его горение в слоевом источнике вокруг гелиевого ядра. В результате светило эволюционирует в стадию красного гиганта.

Красный гигант

Правда, процесс перевоплощения немного отличается при определенном весе. Так, если весовой показатель звезды находится в пределах от 0.5 до 3 солнечных масс, то в её ядре гелий взорвётся. Потому как в нём располагается вырожденный газ, произойдёт так называемая гелиевая вспышка.

Массивные звезды

А вот для светил с большей массой (от 3 до 8 солнечных) гелий будет гореть, но не взорвется. Поскольку газ не успевает выродиться из-за постоянной высокой ядерной температуры. Вместе с гелиевым сгоранием начинается рост конвективного ядра (то есть области, где происходит перенос энергии путём перемешивания веществ), а вокруг него горит оболочка из водорода. Что также приводит к превращению звезды в красный гигант.

Конвективная зона

Вселенские вспышки

Гамма вспышка в галактике 4C 71,07

Гиперновые взрывы случаются ещё реже. В нашей галактике такое событие случаются раз в сотни тысяч лет. Однако, гамма-всплески, порождаемые гиперновыми, наблюдаются почти ежедневно. Они настолько мощны, что регистрируются практически со всех уголков Вселенной.

К примеру, один из гамма-всплесков, расположенных в 7,5 миллиардов световых лет, можно было разглядеть невооружённым глазом. Произойти он в галактике Андромеда, земное небо на пару секунд осветила звезда с яркостью полной луны. Произойти он на другом краю нашей галактики, на фоне Млечного Пути появилось бы второе Солнце! Получается, яркость вспышки в квадриллионы раз ярче Солнца и в миллионы раз ярче нашей Галактики. Учитывая, что галактик во Вселенной миллиарды, неудивительно, почему такие события регистрируются ежедневно.

Литература

В зоне непрерывного контроля

Особенность загоризонтной радиолокационной станции заключается в способности мониторить воздушное пространство за пределами радиогоризонта. Такие РЛС являются частью системы предупреждения о ракетном нападении (СПРН).

Также по теме

«Создание надёжной системы обороны»: Россия развернула загоризонтные РЛС «Подсолнух» на трёх направлениях

Российские загоризонтные РЛС «Подсолнух» развёрнуты на Дальнем Востоке, Балтике и Каспии. Об этом рассказал глава разработавшего эти…

«Загоризонтные РЛС — вид локаторов, предназначенных для сверхдальней разведки воздушного пространства. Они вскрывают намерения противника задолго до того, как его средства воздушного нападения сформируются и предпримут атаку или провокацию с пересечением границы», — говорится в материалах Минобороны РФ. 

В свою очередь, на сайте «РТИ Системы» отмечается, что современные российские загоризонтные радиолокационные станции позволяют передавать необходимую информацию средствам ПВО для обеспечения перехвата воздушных целей.

К достоинствам отечественных РЛС относят непрерывный 24-часовой мониторинг воздушного пространства, высокую степень автоматизации основных процессов, автоматизированную адаптацию к геофизическим и помеховым условиям, а также возможность эксплуатации в различных природно-климатических зонах.

Новейшие российские загоризонтные станции способны практически безошибочно обнаруживать самолёты (с вероятностью не менее 80%). Период обнаружения самолёта в зоне непрерывного контроля не превышает 350 секунд (не более 6 минут). Групповые цели фиксируются за 6—15 минут с момента взлёта.

Заступивший на боевое дежурство «Контейнер» является одной из новейших отечественных разработок в области радиолокации. Станция представляет собой антенное поле, состоящее из 144 мачт высотой с 10-этажный дом каждая. Длина площадки, на которой расположены элементы РЛС, составляет 1300 м, ширина — 200 м. Аппаратурный комплекс станции размещён в транспортабельных контейнерах. Сектор обзора РЛС — 180°, диапазон рабочих частот — 3—30 МГц.

  • Расчёты РЛС «Контейнер» на построении

По данным Минобороны РФ, максимальная дальность действия «Контейнера» составляет 3 тыс. км (по информации разработчика — 6 тыс. км). РЛС может брать на одновременное сопровождение 5 тыс. воздушных объектов. Военные уверены, что детище НИИДАР «обеспечит разведку воздушных объектов, в том числе и гиперзвуковых, над территорией западноевропейских государств и в Юго-Западном регионе».

«Станция является важным звеном в системе стратегического сдерживания, важнейшим звеном и краеугольным камнем в системе разведки и предупреждения о воздушно-космическом нападении», — приводит слова командующего 1-й армии ПВО-ПРО Воздушно-космических сил РФ генерал-лейтенанта Андрея Дёмина пресс-служба Минобороны.

При разработке «Контейнера» специалисты НИИДАР опирались на опыт создания советской загоризонтной РЛС «Дуга». В 1980-е годы она располагалась в Чернобыле и в Комсомольске-на-Амуре. За недолгое время эксплуатации станции отследили свыше 100 запусков американских ракет.

Также по теме

«Незаменим для подготовки к боевым миссиям»: каковы экспортные перспективы российского самолёта Як-130

На стартующем 17 ноября в ОАЭ международном авиасалоне Dubai Airshow 2019 впервые будет представлен российский учебно-боевой самолёт…

Уникальность «Контейнера» заключается в использовании эффекта отражения радиосигнала от ионосферы Земли. Речь идёт о так называемых пространственных волнах. Их применение позволяет мониторить ситуацию на территории, которая недоступна для прямолинейных радиоволн обычных РЛС.

«Станция использует явление отражения радиоволн декаметрового диапазона от ионосферы. Но у этой РЛС есть так называемая мёртвая зона. Она составляет 900 километров, поэтому было принято решение о расположении станции в глубине страны. Это позволяет ей находиться в безопасности и контролировать воздушное пространство сопредельных государств», — заявил в октябрьском интервью РИА Новости генеральный директор НИИДАР Кирилл Макаров.

Топ-менеджер сообщил, что предприятие планирует поставить Минобороны РФ четыре «Контейнера». Станции будут размещены для мониторинга воздушной обстановки на западном, восточном, северо-западном и южном направлениях.

Из числа загоризонтных РЛС, помимо «Контейнера», концерн «РТИ Системы» поставляет в части ВКС России станцию «Подсолнух», которая позволяет контролировать ситуацию в пределах 200-мильной прибрежной экономической зоны. Данная РЛС способна сопровождать до 200 надводных и до 100 воздушных целей. Подобно «Контейнеру, «Подсолнух» также обнаруживает самолёты, изготовленные по технологии «стелс».

Ссылки[править | править код]

  • Звёздная эволюция
  • Эволюция звёзд — Физическая энциклопедия
Для улучшения этой статьи желательно?:

  • Проставив сноски, внести более точные указания на источники.

  1. Википедия Звёздная эволюция адрес
  2. Викисловарь — адрес
  3. Викицитатник — адрес
  4. Викиучебник — адрес
  5. Викитека — адрес
  6. Викиновости — адрес
  7. Викиверситет — адрес
  8. Викигид — адрес

Выделить Звёздная эволюция и найти в:

  1. Вокруг света эволюция адрес
  2. Академик эволюция/ru/ru/ адрес
  3. Астронет адрес
  4. Элементы эволюция+&search адрес
  5. Научная Россия эволюция&mode=2&sort=2 адрес
  6. Кругосвет эволюция&results_per_page=10 адрес
  7. Научная Сеть
  8. Традиция — адрес
  9. Циклопедия — адрес
  10. Викизнание — эволюция адрес
  1. Bing
  2. Yahoo
  3. Яндекс
  4. Mail.ru
  5. Рамблер
  6. Нигма.РФ
  7. Спутник
  8. Google Scholar
  9. Апорт
  10. Архив Интернета
  11. Научно-популярные фильмы на Яндексе
  12. Документальные фильмы
  1. Список ru-вики
  2. Вики-сайты на русском языке
  3. Список крупных русскоязычных википроектов
  4. Каталог wiki-сайтов
  5. Русскоязычные wiki-проекты
  6. Викизнание:Каталог wiki-сайтов
  7. Научно-популярные сайты в Интернете
  8. Лучшие научные сайты на нашем портале
  9. Лучшие научно-популярные сайты
  10. Каталог научно-познавательных сайтов
  11. НАУКА В РУНЕТЕ: каталог научных и научно-популярных сайтов
  • Страница — краткая статья
  • Страница — энциклопедическая статья
  • Разное — на страницах: , , ,

См. также

Классификация сверхновых

Классификация сверхновых

Сверхновые принято разделять на два основных класса (I и II). Эти классы можно назвать спектральными, т.к. их отличает присутствие и отсутствие линий водорода в их спектрах. Также эти классы заметно отличаются визуально. Все сверхновые I класса схожи как по мощности взрыва, так и по динамике изменения блеска. Сверхновые же II класса весьма разнообразны в этом плане. Мощность их взрыва и динамика изменения блеска лежит в весьма обширном диапазоне.

Все сверхновые II класса порождаются гравитационным коллапсом в недрах массивных звезд. Другими словами, этот тот самый, знакомый нам, взрыв сверхгигантов. Среди сверхновых первого класса существуют те, механизм взрыва которых скорее схож с взрывом новых звезд.

Наблюдение за сверхновыми

Сверхновая SN 1987A

Сверхновые взрывы являются крайне редкими явлениями. В нашей галактике, содержащей более сотни миллиардов звёзд, происходит всего лишь несколько вспышек за столетие. Согласно летописным и средневековым астрономическим источникам, за последние две тысячи лет были зафиксированы лишь шесть сверхновых, видимых невооруженным глазом. Современным астрономам ни разу не доводилось наблюдать сверхновых в нашей галактике. Наиболее ближайшая произошла в 1987 в Большом Магеллановым Облаке, в одном из спутников Млечного Пути. Каждый год учёные наблюдают до 60 сверхновых, происходящих в других галактиках.

Именно из-за этой редкости сверхновые практически всегда наблюдаются уже в момент вспышки. События, предшествующие ей почти никогда не наблюдались, поэтому природа сверхновых до сих пор во многом остаётся загадочной. Современная наука не способна достаточно точно спрогнозировать сверхновые. Любая звезда-кандидат способна вспыхнуть лишь через миллионы лет. Наиболее интересна в этом плане Бетельгейзе, которая имеет вполне реальную возможность озарить земное небо на нашем веку.

Звездная эволюция

Основываясь на массе звезды, можно определить весь ее эволюционный путь, так как он проходит по определенным шаблонным этапам. Есть звезды промежуточной массы (как Солнце) в 1.5-8 раз больше солнечной массы, более 8, а также до половины солнечной массы. Интересно, что чем больше масса звезды, тем короче ее жизненный срок. Если она достигает меньше десятой части солнечной, то такие объекты попадают в категорию коричневых карликов (не могут зажечь ядерный синтез).

Объект с промежуточной массой начинает существование с облака, размером в 100000 световых лет. Для сворачивания в протозвезду температура должна быть 3725°C. С момента начала водородного слияния может образоваться Т Тельца – переменная с колебаниями в яркости. Последующий процесс разрушения займет 10 миллионов лет. Дальше ее расширение уравновесится сжатием силы тяжести, и она предстанет в виде звезды главной последовательности, получающей энергию от водородного синтеза в ядре. Нижний рисунок демонстрирует все этапы и трансформации в процессе эволюции звезд.

Этапы эволюции звезды

Когда весь водород переплавится в гелий, гравитация сокрушит материю в ядро, из-за чего запустится стремительный процесс нагрева. Внешние слои расширяются и охлаждаются, а звезда становится красным гигантом. Далее начинает сплавляться гелий. Когда и он иссякает, ядро сокращается и становится горячее, расширяя оболочку. При максимальной температуре внешние слои сдуваются, оставляя белый карлик (углерод и кислород), температура которого достигает 100000 °C. Топлива больше нет, поэтому происходит постепенно охлаждение. Через миллиарды лет они завершают жизнь в виде черных карликов.

Процессы формирования и смерти у звезды с высокой массой происходят невероятно быстро. Нужно всего 10000-100000 лет, чтобы она перешла от протозвезды. В период главной последовательности это горячие и голубые объекты (от 1000 до миллиона раз ярче Солнца и в 10 раз шире). Далее мы видим красного сверхгиганта, начинающего сплавлять углерод в более тяжелые элементы (10000 лет). В итоге формируется железное ядро с шириною в 6000 км, чье ядерное излучение больше не может противостоять силе притяжения.

Когда масса звезды приближается к отметке в 1.4 солнечных, электронное давление больше не может удерживать ядро от крушения. Из-за этого формируется сверхновая. При разрушении температура поднимается до 10 миллиардов °C, разбивая железо на нейтроны и нейтрино.  Всего за секунду ядро сжимается до ширины в 10 км, а затем взрывается в сверхновой типа II.

Туманность Эскимоса — один из последних этапов эволюции небольшой звезды

Если оставшееся ядро достигало меньше 3-х солнечных масс, то превращается в нейтронную звезду (практически из одних нейтронов). Если она вращается и излучает радиоимпульсы, то это пульсар. Если ядро больше 3-х солнечных масс, то ничто не удержит ее от разрушения и трансформации в черную дыру.

Звезда с малой массой тратит топливные запасы так медленно, то станет звездой главной последовательности только через 100 миллиардов – 1 триллион лет. Но возраст Вселенной достигает 13.7 миллиардов лет, а значит такие звезды еще не умирали. Ученые выяснили, что этим красным карликам не суждено слиться ни с чем, кроме водорода, а значит, они никогда не перерастут в красных гигантов. В итоге, их судьба – охлаждение и трансформация в черные карлики.

Красный гигант

В процессе плавления водород заканчивается, а гелий накапливается. Когда водорода совсем не остается, все ядреные реакции замирают, и звезда начинает сжиматься из-за силы тяжести. Водородная оболочка вокруг ядра нагревается и зажигается, заставляя объект вырастать в 1000-10000 раз. В определенный момент и наше Солнце повторит эту судьбу, увеличившись до земной орбиты.

Температура и давление достигают максимума, и гелий сплавляется в углерод. В этой точке звезда сжимается и перестает быть красным гигантом. При большей массивности объект будет сжигать другие тяжелые элементы.

Ссылки

Природа планетарных туманностей

Итак, мы рассмотрели кратко жизненный цикл звезды. Но что представляет собой планетарная туманность? 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.

30 интересных вещей о Японии (Спойлер: особенно нас привлекло нетающее мороженое)

В заключение

Изучая эволюцию звезд, мы приходим к выводу, что Вселенная представляет собой гигантский разряженный раствор, в котором часть материи трансформируется в молекулы водорода, являющегося строительным материалом для звезд. Другая часть растворяется в пространстве, исчезая из сферы материальных ощущений. Черная дыра в этом смысле является местом перехода всего материального в антиматерию. Постичь до конца смысл происходящего достаточно трудно, особенно если при изучении эволюции звезд делать ставку только на законы ядерной, квантовой физики и термодинамики. К изучению данного вопроса следует подключать теорию относительной вероятности, которая допускает искривление пространства, позволяющее трансформироваться одной энергии в другую, одного состояния в другое.

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Adblock
detector