Возможен ли взрыв Солнца? Жизненный цикл звёзд.

Объекты глубокого космоса > Звезды > Жизненный цикл звезды

Описание жизни и смерти звезд: этапы развития с фото, молекулярные облака, протозвезда, T Тельца, главная последовательность, красный гигант, белый карлик.

Все в этом мире развивается. Любой цикл начинается с рождения, роста и завершается смертью. Конечно, у звезд эти циклы проходят по-особенному. Вспомним хотя бы, что временные рамки у них более масштабные и измеряются миллионами и миллиардами лет. Кроме того, их смерть несет определенные последствия. Как же выглядит жизненный цикл звезд?

Первый жизненный цикл звезды: Молекулярные облака

Начнем с рождения звезды. Представьте себе огромное облако холодного молекулярного газа, которое может спокойно существовать во Вселенной без всяких изменений. Но вдруг недалеко от него взрывается сверхновая или же оно наталкивается на другое облако. Из-за такого толчка активируется процесс разрушения. Оно делится на небольшие части, каждая их которых втягивается в себя. Как вы уже поняли, все эти кучки готовятся стать звездами. Гравитация накаляет температуру, а сохраненный импульс поддерживает процесс вращения. Нижняя схема наглядно демонстрирует цикл звезд (жизнь, этапы развития, варианты трансформации и смерть небесного тела с фото).

Жизнь звезд

Идет время. В недрах звезды образуются все более и более тяжелые элементы: кислород, неон, магний, кремний, сера. Спустя миллионы или миллиарды лет после своего рождения звезда полностью исчерпывает запасы ядерного топлива. Малые звезды расстаются с жизнью относительно спокойно. Но гигантские звезды перед смертью обычно взрываются, вспыхивая при этом столь ослепительно, что становятся, видимыми днем. Взрыв звезды выбрасывает в пространство синтезированные в ее недрах элементы. Эти элементы становятся частью газопылевого облака, которое перемещается в межзвездном пространстве.

Иногда, если складываются благоприятные условия, из такого облака состоящего из газа и пыли, может возникнуть новая звезда с планетной системой. Солнце со своими девятью планетами, включая Землю, сформировалось именно из такого облака. Так что элементы внутри и вокруг вас — железо в вашей крови, кальций в зубах и никелевая мелочь в карманах — выкованы в недрах дальней звезды. Хотя эта далекая звезда обеспечила жизнь на Земле необходимыми химическими элементами, но энергия, которая сделала возможным зарождение жизни именно на Земле, доставляется нашим светилом — Солнцем.

Излучение юного Солнца пронизывало своими потоками атмосферу Земли. Тепло Солнца образовывало облака в атмосфере, вызывая к жизни электрические атмосферные разряды — молнии. По мнению ученых, такие молнии совместно с ультрафиолетовыми лучами способствовали образованию в первичном океане органических молекул, в частности аминокислот, строительных блоков белков. Белки — это химическая основа жизни. Как именно возникли первые живые организмы, никто до сих пор не знает. Но ясно, что решающую роль сыграли в этом процессе белковые молекулы.

Интересно: Есть ли край у Вселенной?

Четвертый жизненный цикл звезды: Главная последовательность

В определенный момент температура небесного тела поднимается к необходимой отметке, активируя ядерный синтез. Через это проходят все звезды. Водород трансформируется в гелий, выделяя огромный тепловой запас и энергию.

Энергия высвобождается как гамма-лучи, но из-за медленного движение звезды она падает с длиной волны. Свет выталкивается наружу и вступает в конфронтацию с гравитацией. Можно считать, что здесь создается идеальное равновесие.

Сколько она пробудет в главной последовательности? Нужно исходить из массы звезды. Красные карлики (половина солнечной массы) способны тратить топливный запас сотни миллиардов (триллионы) лет. Средние звезды (как Солнце) живут 10-15 миллиардов. А вот наиболее крупные – миллиарды или миллионы лет. Посмотрите, как выглядит эволюция и смерть звезд различных классов на схеме.

Содержание

• 1 Термоядерный синтез в недрах звёзд 1.1 Развитие представлений об источнике энергии звёзд
• 1.2 Реакции термоядерного синтеза

Пятый жизненный цикл звезды: 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.

Наука Амино

☆゜・。。・゜゜・。。・゜★☆゜・。。・゜゜・。。・゜★

Приветствую вас в очередной статье, которую я посвятил звездной эволюции, а в частности формированию белых карликов, нейтронных звезд и черных дыр. Начинаем!

━─━────༺༻────━─━

Рождение звезды

Абсолютно все звезды во вселенной начинают свой жизненный цикл примерно одинаково – все они являются просто холодным облаком газа в космосе. Как это обычно происходит, область, где газа чуть-чуть больше, начинает притягивать к себе остальной газ под действием гравитации. Естественно, как это происходит и со всеми другими массивными объектами во Вселенной, наша новорожденная звезда принимает шарообразную форму. В процессе аккреции звезда постепенно набирает массу и одновременно сжимается все сильнее и сильнее под действием собственной гравитации, что медленно, но верно начинает разогревать ее.

━─━────༺༻────━─━

Почему звёзды горят?

Когда температура звезды под действием гравитации набирает достаточную температуру, внутри звезды начинается процесс, который называется нуклеосинтез, или же просто термоядерные реакции. Сжатие звезды останавливается. Если объяснять простым языком, то происходит это из-за того, что атомы водорода набирают очень большие скорости, сталкиваются друг с другом и образуют атомы гелия, создавая давление, которое сопротивляется сжатию. И чем меньше звезда, тем дольше она будет жить. Происходит это из-за того, что обычно их температура и масса низкая, и для того, чтобы сопротивляться гравитации, им не требуется так много энергии. Хороший пример – это Солнце, срок жизни которого примерно 10 млрд лет (мы примерно в середине срока его жизни). Этот период жизни звезды продолжается до тех пор, пока запасы водорода не иссякают.

━─━────༺༻────━─━

Ядро из гелия

По мере того, как водород постепенно заканчивается, а в ядре начинает преобладать гелий, звезда начинает увеличиваться в размерах(примерно в 100 раз!), температура снижается, а светимость ее резко возрастает.Такие звезды называются красными гигантами. (Солнце ждет та же судьба) В этой стадии звезды не проводят много времени, и совсем скоро их ждет конец. Конец её жизни в точности зависит от массы.

━─━────༺༻────━─━

Гибель звезд.

Стоит прояснить, что такое белый карлик и почему он не сжимается под действием собственной гравитации. При таких низких температурах, как у белых карликов, в дело вступает квантово-механический принцип Паули. Согласно этому закону, фермионы не могут находиться в одном квантовои состоянии. Именно благодаря этому принципу белые карлики сопротивляются собственной гравитации. Как появляются сами белые карлики, читайте ниже.

Коричневые карлики

Коричневые карлики, или субзвезды – это очень тусклые и маленькие звезды. Их масса колеблется от 12 до 80 масс Юпитера, что делает их самыми маленькими звездами во вселенной. Их жизненный цикл заканчивается быстро, когда легкие элементы в ядре просто заканчиваются и звезда остывает, быстро превращаясь в палнетоподобный объект.

━─━────༺༻────━─━

Красные карлики

Долгожители среди звезд. Их масса не может быть меньше 0,0767 масс солнца, т.к. В этом случае такая звезда считается коричневым карликом. Такие звезды могут жить невероятные 10 триллионов лет. По истечении этого срока они превращаются сначала в голубые карлики, а позже в белые, пока окончательно не превратятся в холодный планетоподобный черный карлик.

Красный и белый карлики

━─━────༺༻────━─━

Звезды главной последовательности

Стоит упомянуть предел Чандрасекара. Предел Чандрасекара – это число, которое равняется примерно 1,44 солнечных масс. Все звезды, которые имеют меньшую массу, превращаются из красного гиганта в белый карлик. Происходит это так: в ядре звезды гелий постепенно превращается в углерод, углерод — в кремний, и, наконец, кремний в железо. В процессе этого звезда плавно выбрасывает свои внешние слои в космос, образовывая планетарную туманность. В центре туманности остается ядро в виде белого карлика, которое медленно остывает. Та же судьба ждет и нашу с вами солнечную систему.

Звезды, масса которых больше предела Чандрасекара, превращаются в нейтронные звезды. И если в белых карликах плотность поверхности составляет сотни тонн на квадратный сантиметр, то в нейтронных звездах это значение достигает миллионов тонн на один квадратный сантиметр. Такие звезды в диаметре имеют несколько десятков километров, и при этом масса их в среднем 1.5 солнечных. Также они имеют очень большую скорость вращения. Существуют они из-за того же принципа Паули, но только с поправкой на то, что в этом участвуют сами нейтроны.

Если масса звезды больше 8 солнечных, то кроме появления нейтронной звезды, происходит взрыв сверхновой. Это, по сути, то же самое, что происходило и с звездами менее массивными, только с поправкой на то, что происходит именно взрыв чудовищной силы, а не просто медленный спуск вещества в космос.

Если масса звезды больше 20 солнечных, то вместо нейтронной звезды образуется черная дыра звездного типа. Масса, при которой звезда образует черную дыру, называется пределом Оппенгеймера–Волкова.

━─━────༺༻────━─━

Сверхгиганты и гипергиганты

Самые короткоживущие звезды, и по совместительству самые массивные, большие и яркие. Если сверхгиганты живут от 30 до нескольких сотен миллионов лет, то гипергиганты вообще живут по несколько миллионов лет. Масса их доходит до 250 солнечных, светимость же иногда превышает солнечную в триллионы раз. Размеры достигают 1700 солнечных радиусов. Такие звезды образуют самые сильные сверхновые вспышки во вселенной, оставляя за собой гигантские черные дыры.

━─━────༺༻────━─━

Черные дыры звездного типа.

Это самые распространенные черные дыры, существование которых доказано. (первичные черные дыры существуют пока только гипотетически) Они имеют большую плотность благодаря малым размерам. Так как это очень обширная тема, про это я сделаю отдельную статью, где подробно будет описано Излучение Хокинга, что такое квантовые флуктуации, как работает горизонт событий.

━─━────༺༻────━─━

Надеюсь, пост был интересным. Пишите свои предложения в комментариях. Удачи!

Эпизод I. Протозвезды

Протопланетный диск, окружающий молодую солнечную систему в туманности Ориона

Жизненный путь звезд, как и всех объектов макромира и микрокосма, начинается с рождения. Это событие берет свое начало в формировании невероятно огромного облака, внутри которого появляются первые молекулы, поэтому образование называется молекулярным. Иногда употребляется еще и другой термин, непосредственно раскрывающий суть процесса, – колыбель звезд.

Только когда в таком облаке, в силу непреодолимых обстоятельств, происходит чрезвычайно быстрое сжатие составляющих его частиц, имеющих массу, т. е. гравитационный коллапс, начинает формироваться будущая звезда. Причиной этому является выплеск энергии гравитации, часть которой сжимает молекулы газа и разогревает материнское облако. Затем прозрачность образования постепенно начинает пропадать, что способствует еще большему нагреванию и возрастанию давления в его центре. Заключительным эпизодом в протозвездной фазе является аккреция падающего на ядро вещества, в ходе чего происходит рост зарождающегося светила, и оно становится видимым, после того, как давление испускаемого света буквально сметает всю пыль на окраины.

А Вы смотрели: Первые звёзды Вселенной взрывались «неправильно»?

Термоядерный синтез в недрах звёзд

Основной источник энергии в маломассивных звёздах главной последовательности — p-p цикл
Основная статья: Звёздный нуклеосинтез

Развитие представлений об источнике энергии звёзд

С момента открытия закона сохранения энергии стоял вопрос об источнике энергии звёзд. Выдвигались различные гипотезы, и одной из наиболее известных была контракционная гипотеза: в ней предполагаемым источником энергии считалось гравитационное сжатие звезды (которое также объясняло видимое разнообразие звёзд). Её поддерживали лорд Кельвин и Герман фон Гельмгольц, но в дальнейшем выяснилось её противоречие: для Солнца подобного источника энергии хватило бы на 107 лет, в то время как возраст Земли, по геологическим и биологическим сведениям, составлял как минимум 109 лет[11][12][13].

Однако было замечено, что при сжатии звезда должна нагреваться, а не остывать, как казалось ранее — это позволило увеличить теоретический срок жизни звёзд. В 1880-х годах Джозеф Локьер выдвинул гипотезу, что в какой-то момент, когда вещество звезды становится далёким от идеального газа, её сжатие останавливается и она начинает остывать и тускнеть — таким образом, звезда проходит путь от красного гиганта к белой звезде вроде Сириуса, после чего снова краснеет, но становится более тусклой — сначала жёлтым, а потом красным карликом. Когда была составлена диаграмма Герцшпрунга — Рассела, то главная последовательность и ветвь гигантов оказались близко совпадающими с эволюционным путём звезды в гипотезе Локьера. Но в дальнейшем эта гипотеза была опровергнута: выяснилось, что состояние вещества звёзд главной последовательности остаётся всё так же близко к идеальному газу. Тем не менее, на данный момент контракционная гипотеза объясняет эволюцию протозвёзд, которые действительно излучают за счёт сжатия, пока не окажутся на главной последовательности[12][13].

В 1896 году Анри Беккерель открыл радиоактивность, а в 1903 году Пьер Кюри — выделение тепла радиоактивными элементами. В связи с этим Джеймс Джинс выдвинул гипотезу, что звёзды вырабатывают энергию за счёт радиоактивного распада. Эта гипотеза также не могла объяснить возраст Солнца, и в дальнейшем Джинс предположил, что в звёздах происходит не радиоактивный распад, а аннигиляция вещества. Хотя гипотеза аннигиляции и давала достаточно большой возможный срок жизни Солнца, она не нашла подтверждения в будущем. Тем не менее, сама идея о внутриядерном источнике энергии звёзд оказалась правильной[12].

В 1906 году Альберт Эйнштейн в рамках теории относительности открыл эквивалентность массы и энергии. В 1920 году Артур Эддингтон, знакомый с работами Эйнштейна, предположил, что энергия в звёздах выделяется за счёт превращения водорода в гелий: при такой реакции за счёт дефекта масс должно выделяться достаточно энергии для излучения звёзд в течение многих миллионов и даже миллиардов лет[13]. Гипотеза Эддингтона впоследствии подтвердилась: к 1939 году Хансом Бёте, Карлом Вайцзеккером и Чарльзом Критчфильдом независимо друг от друга были открыты два механизма превращения водорода в гелий: p-p цикл и CNO-цикл. В 1941 году Мартин Шварцшильд рассчитал модель Солнца с термоядерным источником энергии, и его результаты подтвердили теорию термоядерного синтеза в недрах звёзд. На данный момент она общепринята, и на ней основываются модели звёздной эволюции[12].

Именно из-за термоядерного синтеза со временем меняется химический состав звёзд и происходят эволюционные изменения[14][15]. Тем не менее, эти изменения происходят очень медленно, и эволюцию отдельно взятой звезды практически невозможно проследить даже при очень длительных наблюдениях. Лишь в редких случаях, когда звезда находится на очень короткой стадии эволюции, возможно заметить систематическое изменение её параметров, например, периода пульсаций у цефеид. Поэтому об эволюции судят по некоторым косвенным признакам и по наблюдениям множества звёзд, находящихся на разных стадиях эволюции[16].

Реакции термоядерного синтеза

В звёздах протекают различные термоядерные реакции, в зависимости от их свойств и стадии эволюции.

Так, звёзды главной последовательности синтезируют ядра гелия из ядер водорода (протонов). Это превращение может идти двумя путями. В протон-протонном цикле идёт слияние протонов напрямую, и этот процесс доминирует при меньших температурах — в ядрах маломассивных звёзд. Второй вариант — CNO-цикл. В нём углерод, азот и кислород выступают как катализаторы, цикл доминирует при высоких температурах и за счёт этого процесса выделяется большая часть энергии в массивных звёздах. Темп энерговыделения в этих двух процессах уравнивается при массе звезды примерно 1,5 M

⊙ и температуре в центре примерно 18 миллионов [17][18].

В массивных звёздах на более поздних этапах эволюции синтезируются более тяжёлые элементы: сначала углерод в тройном гелиевом процессе, а в самых тяжёлых звёздах синтезируются и более тяжёлые элементы вплоть до железа — дальнейший нуклеосинтез не идёт, так как энергетически невыгоден[19]. Тем не менее, звёзды на более поздних этапах эволюции, как правило, становятся ярче, а удельное энерговыделение на единицу массы вещества звезды, наоборот, снижается (так как разница в удельной энергии связи становится меньше). Это обуславливает сравнительно малую продолжительность более поздних стадий эволюции по сравнению длительностью нахождения звезды на главной последовательности: например, длительность нахождения Солнца на главной последовательности оценивается в 12 миллиардов лет, а стадия горения гелия — только в 110—130 миллионов лет[20][21][22].

Элементы тяжелее железа также образуются в звёздах, но при особых обстоятельствах: например, при взрывах сверхновых, когда выделяется большое количество энергии — при так называемом взрывном нуклеосинтезе[23][24].

Наконец, коричневые карлики, хотя и не являются звёздами в классическом понимании, поддерживают горение дейтерия, которое может идти при довольно низких температурах и поэтому остаётся единственной реакцией синтеза, происходящей в таких маломассивных объектам[25][26][27]. Кроме этого, коричневые карлики могут расходовать литий, а в самых массивных из них в течение некоторого времени могут идти реакции с участием водорода. Однако, в отличие от настоящих звёзд, горение водорода в них быстро прекращается и никогда не становится единственным источником энергии[28].