Накратко еволюцията на звездите с висока маса. Животът на звездите. Млади звезди с ниска маса
Първа част АСТРОНОМИЧЕСКИ АСПЕКТ НА ПРОБЛЕМА
4. Еволюция на звездите Съвременната астрономия има голям брой аргументи в полза на твърдението, че звездите се образуват от кондензацията на облаци от газ и прах в междузвездната среда. Процесът на образуване на звезди от тази среда продължава и в момента. Изясняването на това обстоятелство е едно от най-големите постижения на съвременната астрономия. До сравнително скоро се смяташе, че всички звезди са се образували почти едновременно преди много милиарди години. Сривът на тези метафизични идеи беше улеснен преди всичко от напредъка на наблюдателната астрономия и развитието на теорията за структурата и еволюцията на звездите. В резултат на това стана ясно, че много от наблюдаваните звезди са сравнително млади обекти, а някои от тях са възникнали, когато вече е имало човек на Земята. Важен аргумент в полза на заключението, че звездите се образуват от междузвездната газова и прахова среда е разположението на групи от очевидно млади звезди (т.нар. „асоциации“) в спиралните ръкави на Галактиката. Факт е, че според радиоастрономическите наблюдения междузвездният газ е концентриран главно в спиралните ръкави на галактиките. По-специално, това е така и в нашата Галактика. Освен това от подробни „радиоизображения“ на някои близки до нас галактики следва, че най-високата плътност на междузвездния газ се наблюдава във вътрешните (по отношение на центъра на съответната галактика) ръбове на спиралата, което намира естествено обяснение , на чиито подробности не можем да се спираме тук. Но точно в тези части на спиралите се използват методите на оптическата астрономия за наблюдение на "HII зони", т.е. облаци от йонизиран междузвезден газ. В гл. 3 вече беше казано, че единствената причина за йонизацията на такива облаци може да бъде ултравиолетовото излъчване на масивни горещи звезди - очевидно млади обекти (виж по-долу). Централен в проблема за еволюцията на звездите е въпросът за източниците на тяхната енергия. Всъщност откъде, например, идва огромното количество енергия, необходимо за поддържане на слънчевата радиация на приблизително наблюдаваното ниво в продължение на няколко милиарда години? Всяка секунда Слънцето излъчва 4x10 33 ерга и за 3 милиарда години излъчва 4x10 50 ерга. Няма съмнение, че възрастта на Слънцето е около 5 милиарда години. Това следва поне от съвременните оценки за възрастта на Земята чрез различни радиоактивни методи. Малко вероятно е Слънцето да е "по-младо" от Земята. През миналия век и в началото на този век бяха предложени различни хипотези за природата на енергийните източници на Слънцето и звездите. Някои учени, например, вярваха, че източникът на слънчева енергия е непрекъснатото падане на метеороиди върху повърхността му, други търсят източник в непрекъснатото компресиране на Слънцето. Потенциалната енергия, освободена по време на такъв процес, би могла при определени условия да се преобразува в радиация. Както ще видим по-долу, този източник може да бъде доста ефективен на ранен етап от еволюцията на звезда, но не може да осигури излъчване от Слънцето за необходимото време. Напредъкът в ядрената физика направи възможно решаването на проблема с източниците на звездна енергия още в края на тридесетте години на нашия век. Такъв източник са реакциите на термоядрен синтез, протичащи във вътрешността на звездите при много висока температура, преобладаваща там (от порядъка на десет милиона Келвин). В резултат на тези реакции, чиято скорост силно зависи от температурата, протоните се превръщат в хелиеви ядра, а освободената енергия бавно „изтича“ през вътрешността на звездите и накрая, значително трансформирана, се излъчва в световното пространство. Това е изключително мощен източник. Ако приемем, че първоначално Слънцето се е състояло само от водород, който в резултат на термоядрени реакции напълно се е превърнал в хелий, тогава освободеното количество енергия ще бъде приблизително 10 52 ерг. По този начин, за да поддържа радиацията на наблюдаваното ниво в продължение на милиарди години, е достатъчно Слънцето да „използва“ не повече от 10% от първоначалния си запас от водород. Сега можем да представим картина на еволюцията на някоя звезда, както следва. По някаква причина (няколко от тях могат да се уточнят) облак от междузвездната газова и прахова среда започна да се кондензира. Доста скоро (разбира се, в астрономически мащаб!) Под въздействието на универсалните гравитационни сили от този облак се образува сравнително плътна, непрозрачна газова топка. Строго погледнато, тази топка все още не може да се нарече звезда, тъй като в централните й области температурата е недостатъчна, за да започнат термоядрени реакции. Налягането на газа вътре в топката все още не е в състояние да балансира силите на привличане на отделните му части, така че тя ще бъде непрекъснато компресирана. Някои астрономи са вярвали, че такива „протозвезди“ се наблюдават в отделни мъглявини под формата на много тъмни компактни образувания, т. нар. глобули (фиг. 12). Напредъкът в радиоастрономията обаче ни принуди да изоставим тази доста наивна гледна точка (виж по-долу). Обикновено не се образува едновременно една протозвезда, а повече или по-малко многобройна група от тях. В бъдеще тези групи се превръщат в звездни асоциации и клъстери, добре познати на астрономите. Много е вероятно на този много ранен етап от еволюцията на една звезда да се образуват струпвания с по-малка маса около нея, които след това постепенно да се превърнат в планети (виж фиг. гл. девет).Ориз. 12. Глобули в дифузионна мъглявина
Когато една протозвезда се свива, нейната температура се повишава и значителна част от освободената потенциална енергия се излъчва в околното пространство. Тъй като размерите на свиващата се газова сфера са много големи, излъчването от единица от нейната повърхност ще бъде незначително. Тъй като радиационният поток от единична повърхност е пропорционален на четвъртата степен на температурата (законът на Стефан-Болцман), температурата на повърхностните слоеве на звездата е сравнително ниска, докато нейната светимост е почти същата като тази на обикновена звезда със същата маса. Следователно, на диаграмата "спектър - светимост" такива звезди ще бъдат разположени вдясно от основната последователност, т.е. ще попаднат в областта на червените гиганти или червените джуджета, в зависимост от стойностите на първоначалните им маси. В бъдеще протозвездата продължава да се свива. Размерите му стават по-малки, а температурата на повърхността се повишава, в резултат на което спектърът става все по-„ранен“. По този начин, движейки се по диаграмата "спектър - осветеност", протозвездата "сяда" доста бързо на главната последователност. През този период температурата на вътрешността на звездата вече е достатъчна, за да започнат термоядрени реакции там. В същото време налягането на газа вътре в бъдещата звезда балансира привличането и газовата топка спира да се свива. Протозвездата става звезда. Отнема сравнително малко време на протозвездите, за да преминат през този много ранен етап от своята еволюция. Ако, например, масата на протозвездата е по-голяма от слънчевата, са необходими само няколко милиона години; ако е по-малка, няколкостотин милиона години. Тъй като времето на еволюция на протозвездите е сравнително кратко, е трудно да се открие тази най-ранна фаза от развитието на звезда. Въпреки това, звезди на този етап, очевидно, се наблюдават. Говорим за много интересни звезди Т Телец, обикновено потопени в тъмни мъглявини. През 1966 г. съвсем неочаквано стана възможно да се наблюдават протозвезди в ранните етапи на тяхната еволюция. Вече споменахме в трета глава на тази книга откриването от радиоастрономията на редица молекули в междузвездната среда, предимно хидроксил OH и водна пара H2O. Голяма беше изненадата на радиоастрономите, когато при изследване на небето с дължина на вълната от 18 cm, съответстваща на радиолинията OH, бяха открити ярки, изключително компактни (т.е. с малки ъглови размери) източници. Това беше толкова неочаквано, че в началото те отказаха дори да повярват, че такива ярки радиолинии могат да принадлежат на хидроксилна молекула. Предполагаше се, че тези линии принадлежат на някакво неизвестно вещество, което веднага получи „подходящото“ име „мистериум“. Въпреки това, "мистериум" много скоро споделя съдбата на своите оптични "братя" - "небулий" и "корония". Факт е, че в продължение на много десетилетия ярките линии на мъглявините и слънчевата корона не могат да бъдат идентифицирани с никакви известни спектрални линии. Следователно те са били приписвани на определени, непознати на земята, хипотетични елементи - "мъглявина" и "корония". Нека не се усмихваме снизходително на невежеството на астрономите в началото на нашия век: все пак тогава не е имало теория за атома! Развитието на физиката не оставя място за екзотични "небесни" в периодичната система на Менделеев: през 1927 г. е развенчан "мъглявината", чиито линии се идентифицират с пълна надеждност със "забранените" линии на йонизиран кислород и азот, а през 1939 -1941 г. . беше убедително показано, че мистериозните "корониеви" линии принадлежат на многократно йонизирани атоми на желязо, никел и калций. Ако са били необходими десетилетия за „развенчаване“ на „небулий“ и „кодоний“, то в рамките на няколко седмици след откритието става ясно, че линиите на „мистериум“ принадлежат към обикновения хидроксил, но само при необичайни условия. По-нататъшни наблюдения, преди всичко, разкриха, че източниците на „мистериума“ имат изключително малки ъглови размери. Това беше показано с помощта на все още нов, много ефективен метод за изследване, наречен "много дълга базова радиоинтерферометрия". Същността на метода се свежда до едновременни наблюдения на източници на два радиотелескопа, разделени един от друг на разстояние от няколко хиляди км. Както се оказва, ъгловата разделителна способност в този случай се определя от съотношението на дължината на вълната към разстоянието между радиотелескопите. В нашия случай тази стойност може да бъде ~3x10 -8 rad или няколко хилядни от дъговата секунда! Имайте предвид, че в оптичната астрономия такава ъглова разделителна способност все още е напълно недостижима. Такива наблюдения показват, че има поне три класа източници на „мистериум“. Тук ще се интересуваме от източници от клас 1. Всички те са разположени вътре в газообразни йонизирани мъглявини, например в известната мъглявина Орион. Както вече споменахме, техните размери са изключително малки, много хиляди пъти по-малки от размерите на мъглявината. Най-интересното е, че те имат сложна пространствена структура. Помислете например за източник, разположен в мъглявина, наречена W3.
Ориз. 13. Профили на четирите компонента на хидроксилната линия
На фиг. Фигура 13 показва профила на OH линията, излъчвана от този източник. Както можете да видите, той се състои от голям брой тесни ярки линии. Всяка линия съответства на определена скорост на движение по линията на видимост на облака, излъчващ тази линия. Стойността на тази скорост се определя от ефекта на Доплер. Разликата в скоростите (по линията на видимост) между различните облаци достига ~10 km/s. Споменатите по-горе интерферометрични наблюдения показват, че облаците, излъчващи всяка линия, не съвпадат пространствено. Картината е следната: вътре в зона от приблизително 1,5 секунди, дъгите се движат с различна скорост около 10 компактни облака. Всеки облак излъчва една специфична (по честота) линия. Ъгловите размери на облаците са много малки, от порядъка на няколко хилядни от дъговата секунда. Тъй като разстоянието до мъглявината W3 е известно (около 2000 pc), ъгловите размери могат лесно да се преобразуват в линейни. Оказва се, че линейните размери на района, в който се движат облаците са от порядъка на 10 -2 пк, а размерите на всеки облак са само с порядък по-големи от разстоянието от Земята до Слънцето. Възникват въпроси: какви са тези облаци и защо излъчват толкова силно в хидроксилните радиолинии? На втория въпрос беше отговорено доста бързо. Оказа се, че механизмът на излъчване е доста подобен на този, наблюдаван в лабораторните мазери и лазери. И така, източниците на "мистериума" са гигантски естествени космически мазери, работещи върху вълна от хидроксилната линия, чиято дължина е 18 см. . Както е известно, усилването на излъчването в линиите поради този ефект е възможно, когато средата, в която се разпространява излъчването, се „активира“ по някакъв начин. Това означава, че някакъв „външен“ източник на енергия (т.нар. „изпомпване“) прави концентрацията на атоми или молекули на първоначалното (горно) ниво аномално висока. Мазер или лазер не са възможни без постоянна "помпа". Въпросът за естеството на механизма за "изпомпване" на космическите мазери все още не е окончателно разрешен. Въпреки това, доста мощно инфрачервено лъчение най-вероятно ще се използва като "изпомпване". Друг възможен механизъм за "изпомпване" може да бъде някаква химическа реакция. Струва си да прекъснем нашата история за космическите мазери, за да разгледаме какви невероятни явления срещат астрономите в космоса. Едно от най-големите технически изобретения на нашата бурна епоха, което играе важна роля в научната и технологичната революция, която преживяваме сега, се реализира лесно в естествени условия и при това в огромен мащаб! Потокът от радиоизлъчване от някои космически мазери е толкова голям, че може да бъде открит дори на техническо ниво на радиоастрономията преди 35 години, тоест дори преди изобретяването на мазерите и лазерите! За да направите това, беше необходимо "само" да знаете точната дължина на вълната на радиовръзката OH и да се интересувате от проблема. Между другото, това не е първият случай, когато най-важните научни и технически проблеми, пред които е изправено човечеството, се реализират в естествени условия. Термоядрените реакции, поддържащи излъчването на Слънцето и звездите (виж по-долу), стимулираха разработването и реализирането на проекти за получаване на ядрено „гориво“ на Земята, което трябва да реши всички наши енергийни проблеми в бъдеще. Уви, все още сме далеч от решаването на тази най-важна задача, която природата е решила „с лекота“. Преди век и половина Френел, основателят на вълновата теория на светлината, отбеляза (разбира се по различен повод): „Природата се смее на нашите трудности“. Както виждате, забележката на Френел е още по-вярна днес. Нека се върнем обаче към космическите мазери. Въпреки че механизмът за "изпомпване" на тези мазери все още не е напълно ясен, все още може да се добие груба представа за физическите условия в облаците, излъчващи линията от 18 см от мазерния механизъм. Преди всичко се оказва, че тези облаците са доста плътни: в един кубичен сантиметър има най-малко 10 8 -10 9 частици и значителна (а може би голяма) част от тях са молекули. Температурата е малко вероятно да надхвърли две хиляди Келвина, най-вероятно е около 1000 Келвина. Тези свойства се различават рязко от тези на дори най-плътните облаци от междузвезден газ. Имайки предвид все още относително малкия размер на облаците, неволно стигаме до заключението, че те по-скоро наподобяват разширената, доста студена атмосфера на свръхгигантски звезди. Много е вероятно тези облаци да не са нищо повече от ранен етап в развитието на протозвездите, непосредствено след тяхното кондензиране от междузвездната среда. Други факти говорят в полза на това твърдение (което авторът на тази книга прави още през 1966 г.). В мъглявините, където се наблюдават космически мазери, се виждат млади горещи звезди (вижте по-долу). Следователно процесът на образуване на звезди наскоро приключи там и най-вероятно продължава в момента. Може би най-любопитното е, че както показват радиоастрономическите наблюдения, космическите мазери от този тип са сякаш „потопени“ в малки, много плътни облаци от йонизиран водород. Тези облаци съдържат много космически прах, което ги прави ненаблюдаеми в оптичния обхват. Такива "пашкули" се йонизират от млада, гореща звезда вътре в тях. При изучаването на процесите на образуване на звезди инфрачервената астрономия се оказва много полезна. Всъщност за инфрачервените лъчи междузвездното поглъщане на светлина не е толкова значително. Сега можем да си представим следната картина: от облак на междузвездната среда чрез кондензацията му се образуват няколко съсиреци с различна маса, които се развиват в протозвезди. Скоростта на еволюция е различна: за по-масивни купчини ще бъде по-висока (вижте таблица 2 по-долу). Следователно най-масивният куп ще се превърне първо в гореща звезда, докато останалите ще се задържат повече или по-малко дълго на етапа на протозвезда. Наблюдаваме ги като източници на мазерно излъчване в непосредствена близост до "новородената" гореща звезда, която йонизира водорода "пашкул", който не е кондензирал в бучки. Разбира се, тази груба схема ще бъде усъвършенствана в бъдеще и, разбира се, ще бъдат направени значителни промени в нея. Но фактът остава: изведнъж се оказа, че за известно време (най-вероятно сравнително кратко време) новородените протозвезди, образно казано, "крещят" за своето раждане, използвайки най-новите методи на квантовата радиофизика (т.е. мазери) ... След 2 години след откриването на космическите хидроксилни мазери (линия 18 см) – установено е, че същите източници едновременно излъчват (също по мазерен механизъм) линия водна пара, чиято дължина на вълната е 1,35 см. Интензитетът на „водната " Мазерът е дори по-голям от този на "хидроксила". Облаците, излъчващи линията H2O, въпреки че са разположени в същия малък обем като "хидроксилните" облаци, се движат с различна скорост и са много по-компактни. Не е изключено в близко бъдеще да бъдат открити и други мазерни линии*. Така съвсем неочаквано радиоастрономията превърна класическия проблем за образуването на звезди в клон на наблюдателната астрономия**. Веднъж попаднала в главната последователност и спре да се свива, звездата излъчва дълго време, практически без да променя позицията си на диаграмата "спектър - светимост". Неговото излъчване се поддържа от термоядрени реакции, протичащи в централните региони. По този начин основната последователност е като че ли мястото на точките на диаграмата "спектър - осветеност", където звезда (в зависимост от масата си) може да излъчва дълго време и постоянно поради термоядрени реакции. Позицията на звездата в главната последователност се определя от нейната маса. Трябва да се отбележи, че има още един параметър, който определя позицията на равновесната излъчваща звезда на диаграмата "спектър-светимост". Този параметър е първоначалният химичен състав на звездата. Ако относителното изобилие от тежки елементи намалее, звездата ще "падне" на диаграмата по-долу. Именно това обстоятелство обяснява наличието на поредица от подджуджета. Както бе споменато по-горе, относителното изобилие от тежки елементи в тези звезди е десет пъти по-малко, отколкото в звездите от основната последователност. Времето на пребиваване на звезда в главната последователност се определя от първоначалната й маса. Ако масата е голяма, излъчването на звездата има огромна мощност и тя бързо изразходва запасите си от водородно "гориво". Например звезди от главната последователност с маса няколко десетки пъти по-голяма от слънчевата (това са горещи сини гиганти от спектрален тип O) могат да излъчват стабилно, докато са в тази последователност само няколко милиона години, докато звездите с маса, близка до слънчевата, са на главната последователност 10-15 милиарда години. Таблица по-долу. 2, която дава изчислената продължителност на гравитационното свиване и престой в главната последователност за звезди от различни спектрални типове. Същата таблица показва масите, радиусите и светимостта на звездите в слънчеви единици.
таблица 2
| години | |||||
|
Спектрален клас |
яркост |
гравитационно свиване |
оставайки на главната последователност | ||
|
G2 (слънце) |
|||||
Ориз. 14. Еволюционни следи за звезди с различни маси на диаграмата "светимост-температура"
Ориз. 15. Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел за звездния куп NGC 2254
Ориз. 16. Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел за кълбовидния куп М 3. По вертикалната ос - относителна величина
Съответната диаграма ясно показва цялата основна последователност, включително нейната горна лява част, където се намират горещи масивни звезди (цветен индикатор - 0,2 съответства на температура от 20 хиляди K, т.е. спектър от клас B). Кълбовидният куп M 3 е „стар“ обект. Ясно се вижда, че в горната част на основната последователност на диаграмата, построена за този куп, звезди почти няма. От друга страна, клонът на червения гигант на M 3 е много богат, докато NGC 2254 има много малко червени гиганти. Това е разбираемо: в стария куп M 3 голям брой звезди вече са се „отклонили“ от главната последователност, докато в младия куп NGC 2254 това се случи само с малък брой относително масивни, бързо развиващи се звезди. Прави впечатление, че гигантският клон за M 3 се издига доста стръмно, докато за NGC 2254 е почти хоризонтален. От гледна точка на теория, това може да се обясни със значително по-ниско изобилие от тежки елементи в M 3. Всъщност в звездите от кълбовидни купове (както и в други звезди, които се концентрират не толкова към галактическата равнина както към галактическия център), относителното изобилие от тежки елементи е незначително. На диаграмата "цветен индекс - осветеност" за M 3 се вижда още един почти хоризонтален клон. Няма подобен клон в диаграмата, изградена за NGC 2254. Теорията обяснява появата на този клон по следния начин. След като температурата на свиващото се плътно хелиево ядро на звезда - червен гигант - достигне 100-150 милиона К, там ще започне нова ядрена реакция. Тази реакция се състои в образуването на въглеродно ядро от три хелиеви ядра. Веднага щом тази реакция започне, свиването на ядрото ще спре. Впоследствие повърхностните слоеве
звездите повишават температурата си и звездата в диаграмата "спектър - светимост" ще се премести наляво. Именно от такива звезди се формира третият хоризонтален клон на диаграмата за M 3.
Ориз. 17. Обобщена диаграма на Херцшпрунг-Ръсел за 11 звездни купа
На фиг. Фигура 17 показва схематично обобщена диаграма цвят-светимост за 11 клъстера, от които два (M 3 и M 92) са кълбовидни. Ясно се вижда как главните последователности се "огъват" надясно и нагоре в различни клъстери в пълно съответствие с теоретичните концепции, които вече бяха обсъдени. От фиг. 17, може веднага да се определи кои клъстери са млади и кои са стари. Например, "двойният" клъстер X и h Персей е млад. Той „спести“ значителна част от основната последователност. Клъстерът M 41 е по-стар, клъстерът Hyades е още по-стар, а клъстерът M 67 е много стар, диаграмата "цвят - осветеност" за който е много подобна на подобна диаграма за кълбовидните купове M 3 и M 92. Само гигантски клон на кълбовидните купове е по-висок в съгласие с разликите в химичния състав, които бяха обсъдени по-рано. Така данните от наблюденията напълно потвърждават и обосновават изводите на теорията. Изглежда трудно да се очаква проверка от наблюдение на теорията за процесите в звездните вътрешности, които са скрити от нас от огромна дебелина на звездната материя. И все пак теорията тук постоянно се контролира от практиката на астрономическите наблюдения. Трябва да се отбележи, че съставянето на голям брой диаграми "цвят - осветеност" изисква огромно количество работа от астрономи-наблюдатели и радикално подобрение на методите за наблюдение. От друга страна, успехът на теорията за вътрешната структура и еволюцията на звездите не би бил възможен без съвременни изчислителни технологии, базирани на използването на високоскоростни електронни компютри. Безценна услуга на теорията оказаха и изследванията в областта на ядрената физика, които направиха възможно получаването на количествени характеристики на онези ядрени реакции, които протичат във вътрешността на звездата. Без преувеличение може да се каже, че развитието на теорията за структурата и еволюцията на звездите е едно от най-големите постижения на астрономията през втората половина на 20 век. Развитието на съвременната физика открива възможността за пряка наблюдателна проверка на теорията за вътрешната структура на звездите и по-специално на Слънцето. Говорим за възможността за откриване на мощен поток от неутрино, който Слънцето би трябвало да излъчи, ако в дълбините му се проведат ядрени реакции. Добре известно е, че неутрино взаимодействат изключително слабо с други елементарни частици. Така например неутрино може да лети почти без поглъщане през цялата дебелина на Слънцето, докато рентгеновите лъчи могат да преминават без абсорбция само през няколко милиметра от веществото на слънчевата вътрешност. Ако си представим, че мощен лъч неутрино преминава през Слънцето с енергията на всяка частица в
Хората отдавна се интересуват от причините за горящи звезди в небето, но ние започнахме наистина да разбираме тези процеси от първата половина на 20-ти век. В тази статия се опитах да опиша всички основни процеси, които се случват по време на жизнения цикъл на звезда.
Звездно раждане
Образуването на звезда започва с молекулен облак (който включва 1% от общата междузвездна материя по маса) - те се различават от обичайните газопрахови облаци за междузвездната среда по това, че имат по-висока плътност и много по-ниска температура - така че атомите могат да започнат да образуват молекули (главно H²). Само по себе си това свойство не е от особено значение, но повишената плътност на това вещество е от голямо значение - зависи от това дали изобщо може да се образува протозвезда и колко време ще отнеме.
Самите тези облаци, с ниска относителна плътност, поради огромния си размер, могат да имат значителни маси - до 10 6 слънчеви маси. Новородени звезди, които не са имали време да изхвърлят остатъците от своята "люлка", ги затоплят, което изглежда много "впечатляващо" за такива големи купове и е източник на отлични астрономически снимки:
Стълбове на сътворението и видео за тази снимка на Хъбъл:
Мъглявината Омега (някои от звездите са "фона", газът свети поради нагряване от излъчването на звездите): 
Самият процес на изхвърляне на остатъците от молекулярния облак се дължи на така наречения "слънчев вятър" - това е поток от заредени частици, които се ускоряват от електромагнитното излъчване на звездата. Слънцето губи милион тона материя в секунда поради този процес, което за него (с тегло 1,98855 ± 0,00025 * 10 27 тона) е дреболия. Самите частици имат огромна температура (от порядъка на милион градуса) и скорост (около 400 km/s и 750 km/s за два различни компонента):
Въпреки това, ниската плътност на това вещество означава, че те не могат да причинят много вреда.
Когато гравитационните сили започват да действат, компресирането на газа причинява силно нагряване, поради което започват термоядрени реакции. Същият ефект на нагряване на сблъскващата се материя послужи като основа за първото директно наблюдение на екзопланета през 2004 г.:
Планета 2M1207 b на разстояние 170 sv. години от нас.
Разликата между малки звезди и планети газови гиганти обаче се състои именно във факта, че тяхната маса не е достатъчна, за да поддържа първоначалната термоядрена реакция, която по принцип се състои в образуването на хелий от водород - в присъствието на катализатори (т. наречен CNO цикъл - важи за звезди II и I поколение, които ще бъдат разгледани по-долу):
Говорим за самоподдържаща се реакция, а не само за съществуването на нейния факт - тъй като въпреки че енергията за тази реакция (а оттам и температурата) е строго ограничена отдолу, енергията на движение на отделните частици в газа е определя се от разпределението на Максуел:
И следователно, дори ако средната температура на газа е 10 пъти по-ниска от „долната граница“ на термоядрена реакция, винаги ще има „хитри“ частици, които ще събират енергия от съседите си и ще получат достатъчно енергия за единичен случай. Колкото по-висока е средната температура, толкова повече частици могат да преодолеят „бариерата“ и толкова повече енергия се отделя по време на тези реакции. Следователно, общопризнатата граница между планета и звезда е прагът, при който не само протича термоядрена реакция, но и позволява поддържане на вътрешната температура въпреки излъчването на енергия от нейната повърхност.
Звездно население
Преди да говорим за класификацията на звездите, е необходимо да се направи отклонение и да се върнем преди 13 милиарда години - в момента, когато първите звезди започнаха да се появяват след рекомбинацията на материята. Този момент щеше да ни се стори странен - в края на краищата нямаше да видим никакви звезди, освен сините гиганти в този момент. Причината за това е отсъствието на "метали" в ранната Вселена (а в астрономията така се наричат всички вещества, "по-тежки" от хелия). Отсъствието им означаваше, че за да светнат първите звезди, е била необходима много по-голяма маса (в рамките на 20-130 слънчеви маси) - в края на краищата без "метали" цикълът на CNO не е възможен, а вместо него има само директен цикъл водород + водород = хелий. Предполага се, че това е звездното население III (поради огромното им тегло и ранната им поява - те вече не са оставени във видимата част на Вселената).
Популация II са звезди, образувани от остатъците от звезди от Популация III, те са на възраст над 10 милиарда години и вече съдържат "метали" в състава си. Следователно, като попаднахме в този момент, не бихме забелязали никакви особени странности - сред звездите вече имаше гиганти и „средни селяни“ - като нашата звезда и дори червени джуджета.
Популация I - това са звезди, образувани вече от второто поколение остатъци от свръхнова, съдържащи още повече "метали" - те включват повечето съвременни звезди, включително нашето Слънце.
Звездна класификация
Съвременната класификация на звездите (Харвард) е много проста - тя се основава на разделянето на звездите според техните цветове. При малките звезди реакциите са много по-бавни и тази непропорционалност причинява разлика в температурата на повърхността, колкото по-голяма е масата на звездата, толкова по-интензивно е излъчването от нейната повърхност:
Разпределение на цветовете, в зависимост от температурата (в градуси по Келвин)
Както може да се види от графиката на разпределението на Максуел по-горе, скоростите на реакцията се увеличават с температурата и не растат линейно – когато температурата се приближи много близо до „критичната точка“, реакциите започват да протичат десетки пъти по-бързо. Следователно животът на големите звезди може да бъде много кратък в астрономически мащаб - само няколко милиона години, това е нищо в сравнение с прогнозния живот на червените джуджета - цял трилион години (по очевидни причини нито една такава звезда няма все още са изчезнали и в този случай можем да разчитаме само на изчисления, но продължителността на живота им очевидно е повече от сто милиарда години).
Звезден живот
Повечето звезди живеят в основната последователност, която е извита линия, минаваща от горния ляв към долния десен ъгъл:
Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел
Този процес може да изглежда доста мрачен: водородът се превръща в хелий и този процес продължава милиони и дори милиарди години. Но всъщност на Слънцето (и други звезди), дори по време на този процес, нещо се случва през цялото време на повърхността (и вътре):
Видеозапис за период от 5 години, направен от снимки на обсерваторията за слънчева динамика на НАСА, стартирана като част от програмата Life with a Star, показва изгледа на Слънцето във видимия, ултравиолетовия и рентгеновия спектър на светлината.
Пълният процес на термоядрени реакции в тежките звезди изглежда така: водород - хелий - берилий и въглерод, а след това започват да протичат няколко паралелни процеса, завършващи с образуването на желязо:
Това се дължи на факта, че желязото има минимална енергия на свързване (на нуклон) и по-нататъшните реакции протичат с абсорбция, а не с освобождаване на енергия. Една звезда през целия си дълъг живот е в баланс между силите на гравитацията, които я компресират, и термоядрените реакции, които излъчват енергия и са склонни да „избутват“ веществото.
Преходът от изгаряне на едно вещество към друго става с повишаване на температурата в ядрото на звездата (тъй като всяка следваща реакция изисква повишаване на температурата - понякога с порядък). Но въпреки повишаването на температурата - като цяло "балансът на силите" се поддържа до последния момент ...
край на съществуването
Процесите, протичащи в този случай, могат да бъдат разделени на четири сценария:
1) Не само продължителността на живота на звездата зависи от масата, но и от това как завършва. За "най-малките" звезди - кафяви джуджета (клас М) ще приключи след изгаряне на водорода. Но фактът, че преносът на топлина в тях се извършва изключително чрез конвекция (смесване), означава, че звездата използва целия си запас възможно най-ефективно. И също така – ще го изразходва възможно най-внимателно в продължение на много милиарди години. Но след като изразходва целия водород - звездата бавно ще се охлади и ще бъде в състояние на твърда топка (като Плутон), състояща се почти изцяло от хелий.
2) Следват по-тежките звезди (които включват нашето Слънце) - масата на тази възможна бъдеща звезда е ограничена отгоре до 1,39 слънчеви маси за остатъка, образуван след етапа на червения гигант (граница на Чандрасекар). Звездата има достатъчно тегло, за да запали реакцията на образуване на въглерод от хелий (естествено, най-често срещаните нуклиди са хелий-4 и въглерод-12). Но и водородно-хелиевите реакции не спират да протичат - просто областта на тяхното протичане преминава във външните, все още наситени с водород слоеве на звездата. Наличието на два слоя, в които протичат термоядрени реакции, води до значително увеличаване на осветеността, което кара звездата да се "надуе" по размер.
Мнозина погрешно вярват, че до момента на червения гигант осветеността на Слънцето (и други подобни звезди) постепенно намалява и след това започва да се увеличава рязко, всъщност увеличаването на светимостта продължава през цялата основна част от живота на звезда:
И въз основа на това те изграждат неверни теории, че в дългосрочен план - Венера е най-добрият вариант за заселване на хора - всъщност, докато имаме технологията за тераформиране на съвременна Венера, те може да са безнадеждно остарели и просто безполезни. Освен това Земята, според съвременните данни, има голям шанс да оцелее в състоянието на „червения гигант“ на Слънцето, на границата си, но Венера няма шанс и „всичко, придобито от преумора“ ще стане част на „изпълненото“ Слънце.
На етапа на червения гигант звездата не само увеличава значително своята светимост, но и започва бързо да губи маса, поради тези процеси, запасите от гориво бързо се изчерпват (този етап е поне 10 пъти по-малък от етапа на изгаряне на водород). След това звездата намалява по размер, превръща се в бяло джудже и постепенно се охлажда.
3) Когато масата е над първата граница, масата на такива звезди е достатъчна, за да възпламени последващи реакции, до образуването на желязо, тези процеси в крайна сметка водят до експлозия на свръхнова.
Желязото на практика вече не участва в термоядрени реакции (и определено не отделя енергия) и просто се събира в центъра на ядрото, докато налягането, действащо върху него отвън (и действието на гравитационната сила на самото ядро отвътре ) достига критична точка. В този момент силата, притискаща ядрото на звездата, става толкова силна, че налягането на електромагнитното излъчване вече не е в състояние да предпази материята от свиване. Електроните се "притискат" в атомното ядро и се неутрализират с протони, така че практически само неутрони остават вътре в ядрото.
Този момент има квантова основа и има много ясна граница, а съставът на ядрото се състои от сравнително чисто желязо, така че процесът се оказва катастрофално бърз. Предполага се, че този процес протича за секунди и обемът на ядрото намалява с коефициент 100 000 (и плътността му съответно се увеличава):
Повърхностните слоеве на звездата, без опора отдолу, се втурват дълбоко, падайки върху образуваната „топка“ от неутрони, веществото отскача назад и настъпва експлозия. Експлозивните вълни, търкалящи се през дебелината на звездата, създават такова уплътняване и повишаване на температурата на веществото, че започват да протичат реакции с образуването на тежки елементи (до уран).
Тези процеси се основават на улавяне на неутрони (r-процес и s-процес) или улавяне на протони (p-процес и rp-процес), с всяка такава реакция химичен елемент увеличава атомния си номер. Но в нормална ситуация такива частици нямат време да „уловят“ още един неутрон / протон и се разпадат. В процесите, протичащи вътре в свръхновата, реакциите протичат толкова бързо, че атомите имат време да „прескочат“ по-голямата част от периодичната таблица, без да се разпадат.
Ето как се образува неутронна звезда:
4) Когато масата на звездата надвиши втората, границата на Опенхаймер - Волков (1,5 - 3 маси на Слънцето за остатъка или 25 - 30 маси за оригиналната звезда), в процеса на експлозия на свръхнова, твърде много масата на материята остава и налягането не е в състояние да задържи дори квантовите сили.
В този случай това означава границата, дължаща се на принципа на Паули, който казва, че две частици (в случая говорим за неутрони) не могат да бъдат в едно и също квантово състояние (това е основата за структурата на атома, състояща се на електронни обвивки, чийто брой постепенно нараства с атомния номер).
Налягането компресира неутроните и по-нататъшният процес става необратим - цялата материя се събира в една точка и се образува черна дупка. Самата тя вече не влияе по никакъв начин на околната среда (с изключение на гравитацията, разбира се) и може да свети само поради натрупване (просто падане) на материя върху нея:
Както можете да видите от сбора на всички тези процеси, звездите са истински склад на физически закони. А в някои области (неутронни звезди и черни дупки) това са истински физически лаборатории с екстремни енергии и състояния на материята.
Постнаука - Неутронни звезди и черни дупки (видео серия):
Той заема точка в горния десен ъгъл: има висока осветеност и ниска температура. Основното излъчване се появява в инфрачервения диапазон. До нас достига радиация от студената прахова обвивка. В процеса на еволюция позицията на звездата на диаграмата ще се промени. Единственият източник на енергия на този етап е гравитационното свиване. Следователно звездата се движи доста бързо успоредно на оста y.
Температурата на повърхността не се променя, но радиусът и осветеността намаляват. Температурата в центъра на звездата се повишава, достигайки стойност, при която започват реакциите с леки елементи: литий, берилий, бор, които бързо изгарят, но успяват да забавят компресията. Трасето се върти успоредно на оста y, температурата на повърхността на звездата се повишава, а светимостта остава почти постоянна. Накрая в центъра на звездата започват реакциите на образуване на хелий от водород (изгаряне на водород). Звездата влиза в главната последователност.
Продължителността на началния етап се определя от масата на звездата. За звезди като Слънцето това е около 1 милион години, за звезда с маса 10 М☉ около 1000 пъти по-малък, а за звезда с маса 0,1 М☉ хиляди пъти повече.
Млади звезди с ниска маса
В началото на своята еволюция звездата с ниска маса има лъчисто ядро и конвективна обвивка (фиг. 82, I).
На етапа на основната последователност звездата свети поради освобождаването на енергия в ядрените реакции на превръщането на водорода в хелий. Доставянето на водород осигурява светимост на звезда с маса 1 М☉ Приблизително в рамките на 10 10 години. Звездите с по-голяма маса консумират водород по-бързо: например звезда с маса 10 М☉ ще изразходва водорода за по-малко от 10 7 години (светимостта е пропорционална на четвъртата степен на маса).
звезди с ниска маса
Тъй като водородът изгаря, централните области на звездата са силно компресирани.
Звезди с голяма маса
След влизане в главната последователност еволюцията на звезда с голяма маса (>1,5 М☉) се определя от условията на изгаряне на ядрено гориво във вътрешността на звездата. На етапа на основната последователност това е изгарянето на водород, но за разлика от звездите с ниска маса, реакциите на цикъла въглерод-азот доминират в ядрото. В този цикъл атомите C и N играят ролята на катализатори. Скоростта на освобождаване на енергия в реакциите на такъв цикъл е пропорционална на т 17 . Следователно в ядрото се образува конвективно ядро, заобиколено от зона, в която се осъществява пренос на енергия чрез излъчване.
Яркостта на звездите с голяма маса е много по-висока от светимостта на Слънцето, а водородът се изразходва много по-бързо. Това се дължи на факта, че температурата в центъра на такива звезди също е много по-висока.
Тъй като съотношението на водорода в веществото на конвективното ядро намалява, скоростта на освобождаване на енергия намалява. Но тъй като скоростта на освобождаване се определя от осветеността, ядрото започва да се свива и скоростта на освобождаване на енергия остава постоянна. В същото време звездата се разширява и преминава в областта на червените гиганти.
звезди с ниска маса
Докато водородът е напълно изгорен, в центъра на звезда с ниска маса се образува малко хелиево ядро. В ядрото плътността и температурата на материята достигат съответно 10 9 kg/m и 10 8 K. Изгарянето на водород става на повърхността на ядрото. С повишаване на температурата в ядрото скоростта на горене на водорода се увеличава и светимостта се увеличава. Сияещата зона постепенно изчезва. И поради увеличаването на скоростта на конвективните потоци, външните слоеве на звездата набъбват. Размерът и яркостта й се увеличават – звездата се превръща в червен гигант (фиг. 82, II).
Звезди с голяма маса
Когато водородът на звезда с голяма маса е напълно изчерпан, в ядрото започва тройна хелиева реакция и в същото време реакцията на образуване на кислород (3He => C и C + He => 0). В същото време водородът започва да гори на повърхността на хелиевото ядро. Появява се източникът на първия слой.
Запасът от хелий се изчерпва много бързо, тъй като при описаните реакции при всеки елементарен акт се отделя сравнително малко енергия. Картината се повтаря и в звездата се появяват два слоя източника и реакцията C + C => Mg започва в ядрото.
Еволюционният път в този случай се оказва много сложен (фиг. 84). В диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел звездата се движи по последователността от гиганти или (с много голяма маса в областта на свръхгиганта) периодично се превръща в цефей.
Стари звезди с ниска маса
В звезда с ниска маса в крайна сметка скоростта на конвективния поток на някакво ниво достига втората космическа скорост, черупката се отделя и звездата се превръща в бяло джудже, заобиколено от планетарна мъглявина.
Еволюционният път на звезда с ниска маса на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел е показан на фигура 83.
Смърт на звезди с голяма маса
В края на еволюцията звездата с голяма маса има много сложна структура. Всеки слой има собствен химичен състав, ядрените реакции протичат в няколко слоя източника, а в центъра се образува желязна сърцевина (фиг. 85).
Ядрените реакции с желязо не протичат, тъй като изискват изразходване (а не освобождаване) на енергия. Следователно желязната сърцевина бързо се компресира, температурата и плътността в нея се увеличават, достигайки фантастични стойности - температура от 10 9 K и налягане от 10 9 kg / m 3. материал от сайта
В този момент започват два най-важни процеса, протичащи в ядрото едновременно и много бързо (очевидно за минути). Първата е, че по време на сблъсъка на ядрата атомите на желязото се разпадат на 14 хелиеви атома, втората е, че електроните се „притискат“ в протони, образувайки неутрони. И двата процеса са свързани с усвояването на енергия и температурата в сърцевината (също и налягането) спада моментално. Външните слоеве на звездата започват да падат към центъра.
Падането на външните слоеве води до рязко повишаване на температурата в тях. Водородът, хелият, въглеродът започват да горят. Това е придружено от мощен поток от неутрони, който идва от централното ядро. В резултат на това се получава мощна ядрена експлозия, изхвърляща външните слоеве на звездата, които вече съдържат всички тежки елементи, до калифорний. Според съвременните възгледи всички атоми на тежки химични елементи (т.е. по-тежки от хелия) са се образували във Вселената именно при изригвания
Образува се при кондензация на междузвездната среда. Чрез наблюдения беше възможно да се установи, че звездите са възникнали по различно време и възникват и до днес.
Основният проблем в еволюцията на звездите е въпросът за произхода на тяхната енергия, поради което те светят и излъчват огромно количество енергия. По-рано са излагани много теории, които са предназначени да идентифицират източниците на звездна енергия. Смятало се, че непрекъснат източник на звездна енергия е непрекъснатото компресиране. Този източник със сигурност е добър, но не може да поддържа адекватна радиация за дълго време. В средата на 20-ти век беше намерен отговорът на този въпрос. Източникът на радиация са реакциите на термоядрен синтез. В резултат на тези реакции водородът се превръща в хелий и освободената енергия преминава през вътрешността на звездата, трансформира се и излъчва в световното пространство (заслужава да се отбележи, че колкото по-висока е температурата, толкова по-бързо протичат тези реакции; това Ето защо горещите масивни звезди напускат основната последователност по-бързо).
Сега си представете появата на звезда...
Облак от междузвездната газова и прахова среда започна да се кондензира. От този облак се образува доста плътна газова топка. Налягането вътре в топката все още не е в състояние да балансира силите на привличане, така че ще се свие (може би в този момент около звездата се образуват съсиреци с по-малка маса, които в крайна сметка се превръщат в планети). При компресиране температурата се повишава. Така звездата постепенно се установява на главната последователност. Тогава налягането на газа вътре в звездата балансира привличането и протозвездата се превръща в звезда.
Ранният етап от еволюцията на звездата е много малък и звездата е потопена в мъглявина в този момент, така че е много трудно да се открие протозвезда.
Превръщането на водорода в хелий става само в централните области на звездата. Във външните слоеве съдържанието на водород остава практически непроменено. Тъй като количеството водород е ограничено, рано или късно той изгаря. Освобождаването на енергия в центъра на звездата спира и ядрото на звездата започва да се свива, а черупката да набъбва. Освен това, ако звездата е с по-малко от 1,2 слънчеви маси, тя отхвърля външния слой (образуването на планетарна мъглявина).
След като черупката се отдели от звездата, нейните вътрешни много горещи слоеве се отварят, а междувременно черупката се отдалечава все по-далеч. След няколко десетки хиляди години черупката ще се разпадне и ще остане само много гореща и плътна звезда, която постепенно се охлажда и ще се превърне в бяло джудже. Постепенно изстивайки, те се превръщат в невидими черни джуджета. Черните джуджета са много плътни и студени звезди, малко по-големи от Земята, но с маса, сравнима с тази на слънцето. Процесът на охлаждане на белите джуджета продължава няколкостотин милиона години.
Ако масата на звезда е от 1,2 до 2,5 слънчеви, тогава такава звезда ще избухне. Тази експлозия се нарича свръхнова. Една избухнала звезда за няколко секунди увеличава своята яркост стотици милиони пъти. Такива огнища са изключително редки. В нашата Галактика експлозия на свръхнова се случва приблизително веднъж на сто години. След такава светкавица остава мъглявина, която има голямо радио излъчване и също така се разпръсква много бързо, и така наречената неутронна звезда (повече за това по-късно). В допълнение към огромното радио излъчване, такава мъглявина ще бъде и източник на рентгенови лъчи, но това излъчване се поглъща от земната атмосфера, така че може да се наблюдава само от космоса.
Има няколко хипотези за причината за звездни експлозии (супернови), но все още няма общоприета теория. Има предположение, че това се дължи на твърде бързото спадане на вътрешните слоеве на звездата към центъра. Звездата бързо се свива до катастрофално малък размер от около 10 km, а плътността й в това състояние е 10 17 kg/m 3 , което е близко до плътността на атомно ядро. Тази звезда се състои от неутрони (докато електроните изглежда са притиснати в протони), поради което се нарича "НЕУТРОН". Първоначалната му температура е около милиард келвина, но в бъдеще бързо ще изстине.
Тази звезда, поради малкия си размер и бързото охлаждане, дълго време се смяташе за невъзможна за наблюдение. Но след известно време бяха открити пулсари. Тези пулсари се оказаха неутронни звезди. Наречени са така заради краткотрайното излъчване на радиоимпулси. Тези. звездата сякаш мига. Това откритие е направено съвсем случайно и не толкова отдавна, а именно през 1967 година. Тези периодични импулси се дължат на факта, че по време на много бързо завъртане покрай нашия поглед, конусът на магнитната ос постоянно трепти, което образува ъгъл с оста на въртене.
Пулсар може да бъде открит за нас само при условия на ориентация на магнитната ос, а това е приблизително 5% от общия им брой. Някои пулсари не се намират в радиомъглявините, тъй като мъглявините се разсейват сравнително бързо. След сто хиляди години тези мъглявини престават да се виждат, а възрастта на пулсарите се оценява на десетки милиони години.
Ако масата на звезда надвишава 2,5 слънчеви маси, тогава в края на своето съществуване тя ще се срине в себе си и ще бъде смачкана от собствената си тежест. За секунди ще се превърне в точка. Това явление беше наречено "гравитационен колапс", а този обект също беше наречен "черна дупка".
От всичко казано по-горе може да се види, че крайният етап от еволюцията на една звезда зависи от нейната маса, но също така е необходимо да се вземе предвид неизбежната загуба на самата тази маса и въртене.
Здравейте скъпи читатели!Бих искал да говоря за красивото нощно небе. Защо за нощта? Ти питаш. Тъй като звездите са ясно видими на него, тези красиви светещи малки точки на черно-синия фон на нашето небе. Но всъщност те не са малки, а просто огромни и поради голямото разстояние изглеждат толкова мънички..
Някой от вас представял ли си е как се раждат звездите, как живеят живота си, какъв живот имат изобщо? Предлагам ви да прочетете тази статия сега и да си представите еволюцията на звездите по пътя. Подготвих няколко видеоклипа за нагледен пример 😉
Небето е осеяно с много звезди, сред които са разпръснати огромни облаци прах и газове, предимно водород. Звездите се раждат точно в такива мъглявини или междузвездни области.
Една звезда живее толкова дълго (до десетки милиарди години), че астрономите не могат да проследят живота от началото до края, дори един от тях.Но от друга страна, те имат възможност да наблюдават различни етапи от развитието на звездите.
Учените комбинираха получените данни и успяха да проследят етапите от живота на типичните звезди: момента на раждане на звезда в междузвезден облак, нейната младост, средна възраст, старост и понякога много зрелищна смърт.
Раждането на звезда.
Появата на звезда започва с уплътняването на материята вътре в мъглявината.Постепенно образуваното уплътнение намалява по размер, като се свива под въздействието на гравитацията. По време на тази контракция, или колапс, се отделя енергия, която загрява праха и газа и ги кара да светят.
Има т.нар протозвезда. Температурата и плътността на материята в нейния център или ядро са максимални. Когато температурата достигне около 10 000 000°C, в газа започват да протичат термоядрени реакции.
Ядрата на водородните атоми започват да се комбинират и да се превръщат в ядра на хелиевите атоми. При този синтез се освобождава огромно количество енергия.Тази енергия в процеса на конвекция се пренася към повърхностния слой и след това под формата на светлина и топлина се излъчва в космоса. По този начин протозвездата се превръща в истинска звезда.
Радиацията, която идва от ядрото, загрява газообразната среда, създавайки налягане, насочено навън, и по този начин предотвратява гравитационния колапс на звездата.
Резултатът е, че намира равновесие, тоест има постоянни размери, постоянна температура на повърхността и постоянно количество освободена енергия.
Астрономите наричат звезда на този етап на развитие звезда от главната последователност, като по този начин показва мястото, което заема на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел.Тази диаграма изразява връзката между температурата на звездата и осветеността.
Протозвездите, които имат малка маса, никога не се затоплят до температурите, които са необходими за започване на термоядрена реакция. Тези звезди в резултат на компресия се превръщат в тъмни червени джуджета , или дори по-слабо кафяви джуджета . Първата звезда кафяво джудже е открита едва през 1987 г.
Гиганти и джуджета.
Диаметърът на Слънцето е приблизително 1 400 000 km, температурата на повърхността му е около 6 000°C и излъчва жълтеникава светлина. Той е част от главната последователност от звезди в продължение на 5 милиарда години.
Водородното "гориво" на такава звезда ще бъде изчерпано за около 10 милиарда години и основно хелият ще остане в нейното ядро.Когато няма какво да "изгори", интензитетът на радиация, насочена от ядрото, вече не е достатъчна, за да балансира гравитационния колапс на ядрото.
Но енергията, която се отделя в този случай, е достатъчна, за да загрее околната материя. В тази обвивка започва синтеза на водородни ядра, отделя се повече енергия.
Звездата започва да свети по-ярко, но вече с червеникава светлина, и в същото време тя също се разширява, увеличавайки размера си десетократно. Сега такава звезда наречен червен гигант.
Ядрото на червения гигант се свива и температурата се повишава до 100 000 000°C или повече. Тук протича реакцията на синтез на хелиево ядро, превръщайки го във въглерод. Благодарение на енергията, която се отделя в този случай, звездата все още свети в продължение на около 100 милиона години.
След като хелият свърши и реакциите угаснат, цялата звезда постепенно, под въздействието на гравитацията, се свива почти до размери. Енергията, която се отделя в този случай, е достатъчна за звездата (сега бяло джудже)продължи да свети ярко известно време.
Степента на компресия на материята в бяло джудже е много висока и следователно има много висока плътност - теглото на една супена лъжица може да достигне хиляда тона. Ето как се развиват звездите с размерите на нашето Слънце.
Видео, показващо еволюцията на нашето Слънце в бяло джудже
Звезда с пет пъти по-голяма маса от Слънцето има много по-кратък жизнен цикъл и се развива малко по-различно.Такава звезда е много по-ярка, а температурата на повърхността й е 25 000°C или повече, периодът на престой в основната последователност от звезди е само около 100 милиона години.
Когато такава звезда излезе на сцената червен гигант , температурата в ядрото му надвишава 600 000 000°C. В него протичат реакции на синтез на въглерод, който се превръща в по-тежки елементи, включително желязо.
Звездата под действието на освободената енергия се разширява до размери, които са стотици пъти по-големи от първоначалния й размер.Звезда на този етап наречен свръхгигант .
В ядрото процесът на производство на енергия внезапно спира и се свива за секунди. С всичко това се освобождава огромно количество енергия и се образува катастрофална ударна вълна.
Тази енергия преминава през цялата звезда и изхвърля значителна част от нея в космическото пространство със силата на експлозия, причинявайки феномен, известен като експлозия на свръхнова .
За по-добро представяне на всичко написано, разгледайте цикъла на еволюция на звездите в диаграмата
През февруари 1987 г. подобно изригване е наблюдавано в близката галактика, Големия Магеланов облак. Тази свръхнова за кратко време блесна по-ярко от трилион слънца.
Ядрото на свръхгиганта е компресирано и образува небесно тяло с диаметър само 10-20 км, а плътността му е толкова висока, че една чаена лъжичка от веществото му може да тежи 100 милиона тона!!! Такова небесно тяло се състои от неутрони инаречена неутронна звезда .
Неутронна звезда, която току-що се е образувала, има висока скорост на въртене и много силен магнетизъм.
В резултат на това се създава мощно електромагнитно поле, което излъчва радиовълни и други видове радиация. Те се разпространяват от магнитните полюси на звездата под формата на лъчи.
Тези лъчи, поради въртенето на звездата около оста й, сякаш сканират космическото пространство. Когато прелитат покрай нашите радиотелескопи, ние ги възприемаме като кратки изблици или импулси. Следователно такива звезди се наричат пулсари.
Пулсарите са открити благодарение на радиовълните, които излъчват. Сега стана известно, че много от тях излъчват светлинни и рентгенови импулси.
Първият светлинен пулсар е открит в мъглявината Рак. Неговите импулси се повтарят с честота 30 пъти в секунда.
Импулсите на други пулсари се повтарят много по-често: PIR (пулсиращ източник на радиоизлъчване) 1937+21 мига 642 пъти в секунда. Трудно е дори да си представим!
Звездите с най-голяма маса, десет пъти по-голяма от масата на Слънцето, също избухват като свръхнови.Но поради огромната маса, сривът им е много по-катастрофален.
Разрушителното свиване не спира дори на етапа на образуване на неутронна звезда, създавайки регион, в който обикновената материя престава да съществува.
Остава само една гравитация, която е толкова силна, че нищо, дори светлината, не може да избяга от нейното влияние. Тази област се нарича Черна дупка.Да, еволюцията на големите звезди е страшна и много опасна.
В това видео ще говорим за това как една свръхнова се превръща в пулсар и в черна дупка
Не знам за вас, скъпи читатели, но аз лично обичам и много се интересувам от космоса и всичко свързано с него, толкова е мистериозно и красиво, спиращо дъха! Еволюцията на звездите ни каза много за нашето бъдеще и всичко.
