Эволюция звезд.⁠⁠

Статья сделана сообществом ВКонтакте - Перигей | Астрономия

Ссылка на сообщество - мы тут

Это уже 3 статья выложенная на Пикабу, и если вам их приятно и интересно читать, вы можете подписаться на наше сообщество, ведь именно туда статьи в первую очередь выходят туда, с разницей примерно в один день.

Экскурс - Данная статья не является научной диссертацией, и имеет много пропусков научных терминов и упрощений. Статья предназначена для легкого, быстрого прочтения, и с исходом понимания - Биографии звезд. Всем приятного чтения.

Эволюция звезд.

Каждый день, смотря в прекрасное утреннее небо, мы видим одну звезду — Солнце. Она греет нас, дает свет. Но как много мы знаем про нее? Как мы много знаем про звезды в целом. Почти ничего, именно поэтому я хотел бы осветить эту тему как можно проще и понятнее, чтоб мы могли не просто сказать — о, солнце светит! А и сказать почему светит, как светит и чем оно отличается от тех белых точек на нашем ночном небе. Начнем.

Определение.

Звезда — массивный газовый шар, излучающий свет и удерживаемый в состоянии равновесия силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза. Ближайшей к Земле звездой является Солнце— типичный представитель спектрального класса G.

Это говорит нам википедия, простым же языком Звезда — это огромный шар газа, который излучает свет и тепло при помощи реакций внутри своего ядра.

«Горит» же наше солнце из-за термоядерных реакция, синтеза водорода. Когда запас водорода кончается, звезда начинает умирать.

Но, является ли наше солнце чем-то уникальным? Нет. Наше солнце не просто одна из триллионов звезд в наблюдаемой вселенной, она еще и не является особенной по своему типу.

Спектральный класс - классификация звезд в первую очередь по температуре.

Так, самые горячий класс звезд «O» имеет температуру в 30 000—60 000К

Самый холодный класс «M» - 2000—3500К

Эволюция звезд

Звезды. Кажется, что эти сгустки плазмы просто вечно висят над черной бездной, освещая свои планеты, даря им тепло. Кажется, будто они были там всегда, и будут всегда. Но, это не так, звезды тоже рождаются и умирают, эволюционируют из одного состояния в другое, и наша задача выяснить: Как, когда и почему так происходит.

Эволюция звезд

Молодые звезды

Что же, а как же появляются на свет эти огромные огненные шары?

У всех звезд все начинается одинаково. Звездные ясли. Колыбель всех звезд. Газово-пылевые облака, настолько большие, что при определенных условиях вещество в них начинает скапливаться не равномерно, сжиматься в более плотные фрагменты, из-за чего начинается гравитационный коллапс, из которого получаются протозвезды.

Молекулярное облако «Столбы Творения»

Протозвезда — Звезда, на завершающем этапе своего формирования, вплоть до момента загорания термоядерных реакций в ядре, благодаря которым звезды и «Горят».

Протозвезды зачастую имеют пылевые облака. Образование звезды может растянуться на миллионы лет. Сжатие протозвезды будет продолжаться до тех пор, пока в ее недрах температура не дойдет до нужной величины, в миллионы градусов. Тогда в центре облака в полную силу начнут происходить термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Выделяющаяся энергия будет нагревать газ, и его давление остановит сжатие. Это обязательно произойдет, если масса образующейся звезды составляет не меньше 0,07 массы Солнца. Иначе, звезда никогда не дойдет до нужной температуры и просто будет медленно становится белым карликом — мертвой звездой.

Протозвезда

Звезды средней последовательности.

Это молодость всех звезд. Время, когда они все таки начали свой процесс термоядерные реакции в ядре, и начали освещать все вокруг десятков астрономических единиц. Наше солнце, как раз на этом промежутки своей эволюции. Ему осталось примерно около 5 миллиардов лет, так как, средняя продолжительность жизни звезд такого же типа, как и наше солнце, около 10 миллиардов лет.

Солнце. Звезда средней последовательности.

Зрелость

По прошествии времени, звезда начинает меняться, она истощает водородные ресурсы ядра. В больших и горячих звёздах это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких и более холодных. Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций.

Без давления, возникавшего в ходе этих реакций и уравновешивавшего внутреннюю гравитацию в теле звезды, звезда снова начинает сжиматься, как уже было ранее в процессе её формирования. Температура начинает расти вместе с давлением, но, в отличие от стадии протозвезды, гораздо сильнее. Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов градусов, не начнутся термоядерные реакции с участием гелия.

Возобновившееся на новом уровне термоядерное «горение» вещества становится причиной чудовищного расширения звезды. Звезда «распухает», её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Так звезда становится красным гигантом, а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет.

Красный гигант

Смерть звезды.

Для звезд размером с солнце, снова наступает стадия сжатия — уже окончательная. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня.

Белый карлик

Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитации не будут уравновешены давлением вырожденного электронного газа . Электроны, не участвовавшие в реакциях ядерного синтеза и свободно перемещаясь между ядрами, находящимися в процессе синтеза, на определенной стадии сжатия оказываются лишенными пространства и начинают «сопротивляться» дальнейшему сжатию звезды. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в вырожденного белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.

Звезды более массивные, нежели Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций — синтеза углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в ее оболочке. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате этого процесса, в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.

Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени свободные электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.

Сверхновая.

Что же останется после сверхновой, зависит от ее массы. Если она около 10-30 солнечных масс продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которое сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов — иными словами, теперь уже нейтроны начинают противиться дальнейшему сжатию, требуя себе пространства. Это обычно происходит по достижении звездой размеров около 15 км в диаметре. В результате образуется быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнитные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются пульсарами.

Пульсар.

Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется черная дыра.

Цвет звезд

Звёзды делятся на белые, голубые, желтые, красные цвета. Как и все другие нагреваемые тела, звёзды становятся тем светлее, чем выше их температура, поэтому белые и голубые звёзды являются более горячими, нежели их более тёмные собратья. Температура самых горячих звёзд около 80 тысяч К, а самых «холодных» - около 2 тысяч. Показатель поверхностной температуры нашего Солнца превосходит 6,000 градусов Кельвина.

Рекорды среди звезд

И среди даже таких огромных объектов есть свои рекордсмены, например:

VY Большого Пса - самая большая звезда в нашей галактике и вселенной. Имеет радиус в 1800 раз больше солнечного (695 508 км — радиус солнца). Чтобы облететь эту звезду на обычном пассажирском самолете, потребовалось бы около 1000 лет. При этом, если представить планету Земля размером в 1 сантиметр, то при аналогичном соотношении VY Большого Пса, он будет размером более 2 километров.

R136a1 — самая массивная звезда из известных. Ее масса около 315 масс солнца (Масса солнца — 1 983 000 000 000 000 000 000 000 000 000 кг). Также звезда является и одной из самых ярких, испуская света, по высшим оценкам, до 10 млн раз больше, чем Солнце. Обитаемая зона звезды располагается в 2950 а. е. от неё. Однако жизнь около этой звезды невозможна из-за чрезвычайно интенсивного ультрафиолетового излучения.

(1 астрономическая единица - 149,6 млн км.) (Обитаемая зона — условная область в космосе, определённая из расчёта, что условия на поверхности находящихся в ней планет будут близки к условиям на Земле и будут обеспечивать существование воды в жидкой фазе.

OGLE-TR-122b — самая маленькая звезда во вселенной (из известных). Эта звезда-карлик является одной из составляющих бинарной звездной системы. Диаметр OGLE-TR-122b составляет 167000 километров. Это всего на 16 процентов больше массы юпитера, а масса больше всего в 100 раз. Масса OGLE-TR-122 B вплотную приближается к нижнему пределу массы звёзды (0,07—0,08 масс Солнца), при котором в её недрах могут протекать термоядерные реакции

Солнце, OGLE-TR-122 и Юпитер.

NGC 2240 - Самая горячая звезда во Вселенной. Белый карлик, расположен он в центре туманности NGC 2240 (предположительно туманность является остатком сверхновой звезды). Ее температура свыше 200000 градусов. Расположена примерно в 4000 световых лет от нас в созвездии Возничий.

Туманность NGC 2240 глазами Хаббла, в центре очень горячая звезда-белый карлик источник этой туманности.

Конец.

Вот и подходит к концу небольшая статья про эволюцию и почти полную биографию звезд. На эти статьи уходит много сил и времени, поэтому если вам не трудно, подпишитесь на наше сообщество в ВК и поставьте +, чтоб можно было видеть вашу активность.

Всем спасибо, и до скорого!

Остаток сверхновой звезды W49B