Морфологический разбор слова «звезда-карлик»

От рождения до старости и вечной жизни

Современное деление звезд на классы — довольно сложная система. В ней учитывается множество факторов: звездная величина, размер, масса, химический состав, положение на цветовом спектре. Но все же главным остается этап эволюции, на котором в данный момент находится звезда. То есть чтобы понять, к какому типу относится то или иное светило, нужно узнать его возраст и этап жизненного пути. Новорожденные звезды — совсем не то же самое, что звезды, достигшие старости.

Итак, как все начинается? В одной из холодных туманностей, где повсеместно присутствуют разреженный газ и пыль, под действием сил тяготения начинается процесс сжатия. Облако разреженного межзвездного газа сжимается, и на его месте появляется юная звезда.

По мере увеличения сжатия гравитационная энергия преобразуется в тепло, постепенно температура нарастает. Начинаются горение водорода и процессы ядерного синтеза. На этом этапе светило относится к звездам главной последовательности. Когда весь водород в ядре сгорит, начнется горение оболочки, звезда расширится и превратится в красного гиганта. Постепенно от нее останется только ядро — и она станет белым карликом, который будет очень долго остывать и угасать.

Такой жизненный путь ожидает звезду средней массы, вроде нашего Солнца. Если звезда тяжелее, на заключительном этапе она не превращается в белого карлика, а взрывается сверхновой. В итоге она становится нейтронной звездой, пульсаром или черной дырой. У легких звезд все иначе: став звездами главной последовательности, они превращаются в красных карликов и пребывают в этом состоянии практически вечно.

Вообще можно сказать, что звезды полностью не умирают — они просто переходят в новое состояние: становятся карликами, черными дырами или чем-то еще.

Белые карлики не всегда имеют белый цвет. В зависимости от температуры они могут быть голубыми, желтыми, а иногда даже красными

Нейтронные звёзды, белые карлики, коричневые карлики, и другие тела, не являющиеся звёздами

Если говорить о звёздах, то их типов существует огромное количество. Наше Солнце не представляет собой ничего интересного, поскольку бывают звёзды более красные и более голубые, более яркие и более тусклые, более и менее массивные, причём во много раз. И если Солнце проживёт порядка 10-12 млрд лет, некоторые звёзды могут жить триллионы лет, а другие взрываются или схлопываются, прожив всего миллионы. Разнообразие звёзд огромно.

И всё-таки, многие объекты Вселенной, которые мы называем звёздами – белые карлики, коричневые карлики, нейтронные звёзды, и прочие – не являются звёздами на самом деле. Чтобы быть звездой, нужно не просто излучать свет, видимый в галактике. И вот почему, согласно астрономии, огромный набор объектов, которые мы зовём “звёздами”, не попадают под это определение.

Давайте заглянем внутрь нашего Солнца. Что мы там обнаружим? Как Земля, Юпитер или другие очень массивные объекты, оно состоит из слоёв, каждый из которых обладает своими уникальными свойствами. Внешние слои фотосферы Солнца уже горячие, и достигают нескольких тысяч кельвинов, но внутри нижних слоёв температура повышается неимоверно. Всё тепло, создаваемое в ядре, должно пробраться на поверхность, чтобы убежать, но при наличии внутри такого огромного количества частиц, большинство из которых ионизированы, фотону могут потребоваться сотни и тысячи лет на то, чтобы выбраться наружу.

Чем глубже мы будем пробираться к центру Солнца, тем будет горячее. Примерно на середине пути достигается важный порог температуры: 4 млн К. Именно там и проявляется звёздная природа Солнца.

Наше Солнце является звездой не потому, что оно достаточно массивное, или достаточно яркое, или достаточно горячее – хотя все эти параметры соблюдаются. Масса, светимость и температура – необходимые характеристики звезды, но каждого из них по отдельности недостаточно для того, чтобы тело стало звездой. У истинных звёзд внутри происходит нечто особенное: в своём ядре они синтезируют гелий из отдельных протонов.

Для начала этого процесса требуется температура от 4 млн К, а более высокая температура просто ускоряет реакцию. Ядро нашего Солнца достигает максимальной температуры в 15 млн К, что объясняет, почему оно примерно в тысячу раз ярче звезды, достигающей температуры в 4 млн К. Звезда, ярче и горячее Солнца, может светить в тысячи или даже миллионы раз сильнее; реакция синтеза сильно зависит от температуры.

Звёздам, масса которых не превышает 40% солнечной, подвластен только синтез гелия из водорода; они не могут сжаться и разогреться до состояния, когда из гелия можно будет синтезировать что-то потяжелее. Достаточно массивные звёзды, как наше Солнце, смогут синтезировать углерод из гелия, когда в ядре закончится водород, а звёзды в 8 раз массивнее Солнца смогут синтезировать из углерода кислород и более тяжёлые элементы. Настоящей звездой считается такая, которая сможет синтезировать в ядре гелий, углерод, кислород или более тяжёлые элементы. Сюда входят красные карлики, солнцеподобные звёзды, красные и голубые гиганты, и супергиганты – это все точки на ночном небе, которые вы можете увидеть глазом.

Однако в этот список входят не все объекты, в названии которых есть слово “звезда”. В него не входят объекты, способные синтезировать тяжелые изотопы водорода и гелия при низких температурах. Коричневые карлики примерно в 13 раз больше Юпитера по массе, но меньше истинной звезды, красного карлика, по массе, и могут синтезировать дейтерий и иногда литий, но не доходят до порога, необходимого для синтеза гелия из водорода. Коричневые карлики, такие объекты, температура которых превышает 1 млн К, но не дотягивает до 4 млн К, обычно считаются неудавшимися звёздами, в том смысле, что если бы они приобрели больше массы и разогрелись бы, они могли бы стать звёздами небольшой массы.

Но два небольших коричневых карлика могут когда-нибудь объединиться и породить истинную звезду.

Также есть класс объектов, находящихся в процессе формирования: протозвёзды. Когда-нибудь в будущем они, скорее всего, станут звёздами, начав синтез гелия из водорода в ядре. Но задолго до этого должно схлопнуться огромное и массивное молекулярное облако газа, и с точки зрения энергии это представляет проблему.

Зарегистрируйтесь с промокодом в системе каршеринга, и на ваш счёт зачислят бонусы.

Оплатите подписку, и реклама отключится

У облака газа есть большая потенциальная энергия; если оно сожмётся под собственной гравитацией, эта энергия перейдёт в какую-либо другую форму. Эту энергию нужно будет излучать, чтобы получить стабильный сжатый объект типа звезды. И что же происходит? Ему необходимо испускать энергию в виде света и тепла. Поэтому эти протозвёзды могут освещать космос так же, как звёзды, однако свою энергию они получают от гравитационного коллапса, а не от ядерного синтеза.

В большинстве случаев эти протозвёзды станут истинными звёздами, когда начнётся синтез гелия (и, возможно, более тяжёлых элементов) из водорода. Но в ближайшие 10-15 млн лет их будет питать превращение гравитационной энергии в электромагнитную. Звёзды, похожие на Солнце (не превышающие его по массе больше, чем в два раза), известны, как звёзды типа T Тельца; более массивные известны, как звёзды Хербига. Однако у этих объектов неправильное название – у них отсутствует ядерный синтез, необходимый для причисления их к звёздам.

Они в итоге почти всегда становятся звёздами, но точно так же, как яйцо ещё не курица, протозвезда ещё не звезда.

Наконец, есть остатки звёзд. Солнцеподобные звёзды закончат свою жизнь в фазе белого карлика, в которой ядро, где закончилось звёздное топливо, сжимается до размера примерно с планету Земля. Эти объекты останутся горячими и яркими ещё сотни триллионов лет, но новой энергии вырабатывать уже не будут. Они светятся за счёт энергии, с которой они родились, когда умерли породившие их звёзды. Белые карлики – и их версии из далёкого будущего, чёрные карлики – это остатки звёзд, а не истинные звёзды.

Даже когда материя падает на поверхность белого карлика и запускается синтез, в результате чего вспыхивает новая, её нельзя считать настоящей звездой. У звёзд синтез идёт в ядре; поверхностный синтез не считается.

Самым интересным объектом является нейтронная звезда, созданная массивным схлопыванием ядра сверхновой. Материал количеством вплоть до 2,5 солнечных масс можно собрать в сфере радиусом всего несколько километров, и крутящейся со скоростью до 2/3 скорости света. Нейтронная звезда плотнее атомного ядра, и один из наиболее экстремальных объектов Вселенной, а столкновения нейтронных звёзд порождают наиболее тяжёлые элементы в сегодняшней Вселенной.

Но, несмотря на своё название, нейтронная звезда является не звездой, а звёздным остатком. Как и в случаях с другими остатками звёзд, как с протозвёздами и не родившимися звёздами, слово “звезда” в названии не делает объект настоящей звездой. Без ядерного синтеза в ядре нейтронная звезда не становится менее интересной, но она не является звездой.

Здесь содержится предостережение для каждого учёного: неважно, как вы назвали или классифицировали объект исследований. Важно, что вы понимаете свойства, которые у него есть, или которых у него нет. Важно не то, считаете ли вы Плутон планетой, или нет; важно понимать его физические и орбитальные свойства. Отнести вирус к живым или неживым объектам не так важно, как понять его структуру, функции и влияние на окружающую среду и на организмы в ней. Не каждый объект, в названии которого есть слово “звезда”, производит синтез гелия из водорода, углерода из гелия или более тяжёлых элементов, но белые карлики, нейтронные звёзды, коричневые карлики и протозвёзды не становятся от этого менее интересными. Не всё есть звезда, и это хорошо. Каждый объект играет свою уникальную роль в космической истории, создавшей нас с вами.

Источник

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

7,262 total views, 2 views today

А теперь подробнее

Наше Солнце относится к звездам главной последовательности, которые еще называют нормальными. Среди таких звезд есть самые маленькие — красные карлики (красными их называют из-за тусклого красноватого оттенка). Их эволюция дальше не продолжается, они остаются в таком состоянии навсегда.

Красные гиганты — это звезды, у которых начала гореть оболочка. Они становятся больше, ярче и при этом холоднее. Солнце станет красным гигантом через 5 миллиардов лет. Внешние слои оболочки постепенно сгорают, их остатки развеиваются звездным ветром, и остается одно ядро — белый карлик. Белые карлики настолько массивны, что если бы мы могли взять всего лишь чайную ложку вещества, из которого они состоят, и поместить его на Землю, она весила бы больше тонны. Они угасают очень долго, по нашим меркам — вечность.

Крупные массивные звезды, когда выгорают их ядро и оболочка, взрываются, превращаясь в сверхновые. После мощнейшего взрыва, потрясающего все вокруг, на месте сверхновой остается либо нейтронная звезда, либо черная дыра.

Нейтронные звезды — это небольшие образования с огромной массой. Они меньше и тяжелее белых карликов. Чайная ложка такой звезды весила бы на нашей планете миллиард тонн. Среди нейтронных звезд встречаются пульсары — это намагниченные звезды, которые вращаются с бешеной скоростью, до сотни раз за секунду, и излучают пучки энергии.

Массивные звезды живут относительно недолго, и их не так уж много. Поэтому со временем, когда они все взорвутся, наша галактика Млечный Путь будет состоять в основном из красных и белых карликов

Вырожденный газ

До того как Ральф Фаулер в 1922 году в своей работе «Плотная материя» дал объяснение характеристикам плотности и давления внутри белых карликов, высокая плотность и физические особенности такого строения казались парадоксальными. Фаулер предположил, что в отличие от звезд главной последовательности, для которых уравнение состояния описывается свойствами идеального газа, в белых карликах оно определяется свойствами вырожденного газа.

А Вы смотрели: Звезда Гакрукс или гамма Южного Креста

График зависимости радиуса белого карлика от его массы. Обратите внимание: ультрарелятивистский предел ферми-газа совпадает с пределом Чандрасекара

Вырожденный газ образуется, когда расстояние между его частицами становится меньше волны де-Бройля, а значит, что на его свойствах начинают сказываться квантово-механические эффекты, вызванные тождественностью частиц газа.

В белых карликах, из-за огромных плотностей, оболочки атомов разрушаются под силой внутреннего давления, и вещество становится электронно-ядерной плазмой, причем электронная часть описывается свойствами вырожденного электронного газа, аналогичными поведению электронов в металлах.

Спектральная классификация

Множество Белых карликов в шаровом скоплении М4, снимок Хаббла

Они выделены в особый спектральный класс D (от английского Dwarfs – карлики, гномы). Но в 1983 году Эдвард Сион предложил более точную классификацию, которая учитывает различия их спектров, а именно: D (подкласс) (спектральная особенность) (температурный индекс).

Существуют следующие подклассы спектров DA, DB, DC, DO, DZ и DQ, которые уточняют наличие или отсутствие линий водорода, гелия, углерода и металлов. А спектральные особенности P, H, V и X уточняют наличие или отсутствие поляризации, магнитного поля при отсутствии поляризации, переменность, пекулярность или неклассифицируемость белых карликов.

А Вы смотрели: Изучение Цереры зондом Dawn