Рождение и этапы эволюции звезд

Использованная литература и источники

Структура звезд Вселенной

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

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

• Интересные факты о звездах;
• Сколько займет путешествие до ближайшей звезды?;
• Что такое звезды?;
• Звезды и планеты;
• Диаграмма Герцшпрунга-Рассела;
• Рождение звезд;
• Где рождаются звезды;
• Как формируется звезда?;
• Как умирают звезды?;
• Жизненный цикл звезды;
• Жизнь звезды;
• Какой была первая звезда?;
• Звездная эволюция;
• Двигаются ли звезды?;
• Гравитационное красное смещение;
• Звездный параллакс;

• Самая большая звезда во Вселенной;
• Самая маленькая звезда во Вселенной;
• Самая близкая звезда к Солнцу;
• Самая яркая звезда на небе;
• Самая яркая звезда во Вселенной;
• Самая известная звезда;
• Самая массивная звезда;

• Размеры звезд;
• Из чего состоят звезды;
• Ядро звезды;
• Температура звезды;
• Масса звезды;
• Цвет звезды;
• Светимость звезды;

• Бинарная звезда;
• Звезды Вольфа-Райе;
• Звезды Пояса Ориона;
• Звезды главной последовательности;
• Углеродные звезды;
• Переменные звезды;
• Сверхновая звезда;
• Коричневые карлики;
• Магнетар;
• Цефеиды;
• Падающие звезды;

Звезды красных гигантов и сверхгигантов

Как не существует абсолютно идентичных людей, так нет и одинаковых звезд во Вселенной. Среди них выделяют группу звезд-гигантов, которые излучают в тысячи раз больше света, чем Солнце. Такие объекты имеют значительные размеры (от 10 до 1 000 радиусов нашего Светила) и невысокую плотность (около 10-2 — 10-4 кг/м3). Кроме того, с поверхности ряда гигантов происходит интенсивное истечение газового вещества.

К одним из самых уникальных и интересных представителей больших звезд относятся красные гиганты. Эти звезды имеют низкую температуру. Температура красных гигантов  достигает в среднем 3 000 — 5 000С, а их радиус в сотни раз превосходит радиус Солнца. Отмечено, что светимость красных гигантов где-то в 100 раз больше, чем у нашей Звезды. Максимальное количество энергии излучения такого объекта приходится на красную и инфракрасную части спектра. Как следует из теории звездной эволюции, образование красных гигантов происходит из звезд главной последовательности после того, как в их центральной части произойдет практически полное выгорание водорода.

К тому времени, как вполне обычное светило превратится в красного гиганта, его структура успевает измениться: внутри образуется плотное, богатое гелием ядро. Вокруг ядра тонкий энерговыделяющий слой и протяженная оболочка. Масса красного гиганта составляет от 1,5 до 15 масс Солнца и плотность менее 0,001 г/см3, что намного меньше плотности нашей звезды. В астрономии к красным гигантам относятся:

• Альдебаран;
• Арктур;
• Гакрукс;
• Мира.

Среди этой категории светил встречаются особо крупные объекты, которые были выделены в отдельный класс красных сверхгигантов. Пока что таких звезд обнаружено совсем немного. Они отличаются достаточно большими размерами, а их светимость достигает 105 светимостей Солнца. Интересно, что такие объекты тяжелее нашего светила в 50 раз. Зато их радиусы достигают тысячи радиусов Солнца. Температура красного сверхгиганта 3 000 — 5 000С. Спектры этих объектов имеют молекулярные полосы поглощения, максимальное излучение приходится на спектральные области: красную, а также инфракрасную. Спектральный класс красного сверхгиганта К и М. Самым известным сверхгигантом является Бетельгейзе.

См. также

Звездная эволюция

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

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

Этапы эволюции звезды

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

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

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

Туманность Эскимоса — один из последних этапов эволюции небольшой звезды

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

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

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

Гипотезы о жизни звезд

Одна из оригинальных гипотез о жизненном цикле звезды была предложена астрономом Норманом Локиером. Он считал, что звезды возникают из метеорной материи. При этом положения его гипотезы опирались не только на имеющиеся в астрономии теоретические выводы, но и на данные спектрального анализа звезд. Локиер был убежден в том, что химические элементы, которые принимают участие в эволюции небесных тел, состоят из элементарных частиц – «протоэлементов». В отличие от современных нейтронов, протонов и электронов, они обладают не общим, а индивидуальным характером. Например, согласно Локиеру, водород распадается на так называемый «протоводород»; железо становится «протожелезом». Описать жизненный цикл звезды пытались и другие ученые-астрономы, например, Джеймс Хопвуд, Яков Зельдович, Фред Хойл.

Смерть сверхгигантов

Остаток сверхновой звезды W49B

Сверхновыми становятся звезды, масса которых превышает 8-10 солнечных масс. Ядра таких звезд, исчерпав, водород, переходят к термоядерным реакциям с участием гелия. Исчерпав гелий, ядро переходит к синтезу всё более тяжелых элементов. В недрах звезды создаётся всё больше слоёв, в каждом из которых происходит свой тип термоядерного синтеза.  В конечной стадии своей эволюции такая звезда превращается в «слоёный» сверхгигант.  В его ядре происходит синтез железа, тогда как ближе к поверхности продолжается синтез гелия из водорода.

Слияние ядер железа и более тяжёлых элементов происходит с поглощением энергии. Поэтому, став железным, ядро сверхгиганта больше не способно выделять энергию для компенсации гравитационных сил. Ядро теряет гидродинамическое равновесие и приступает к беспорядочному сжатию. Остальные слои звезды продолжают поддерживать это равновесие, до тех пор, пока ядро не сожмётся до некого критического размера. Теперь гидродинамическое равновесие теряют остальные слои и звезда в целом. Только в этом случае «побеждает» не сжатие, а энергия, выделившая в ходе коллапса и дальнейших беспорядочных реакций. Происходит сброс внешней оболочки – сверхновый взрыв.

Смерть сверхгигантов

Остаток сверхновой звезды W49B

Сверхновыми становятся звезды, масса которых превышает 8-10 солнечных масс. Ядра таких звезд, исчерпав, водород, переходят к термоядерным реакциям с участием гелия. Исчерпав гелий, ядро переходит к синтезу всё более тяжелых элементов. В недрах звезды создаётся всё больше слоёв, в каждом из которых происходит свой тип термоядерного синтеза.  В конечной стадии своей эволюции такая звезда превращается в «слоёный» сверхгигант.  В его ядре происходит синтез железа, тогда как ближе к поверхности продолжается синтез гелия из водорода.

Слияние ядер железа и более тяжёлых элементов происходит с поглощением энергии. Поэтому, став железным, ядро сверхгиганта больше не способно выделять энергию для компенсации гравитационных сил. Ядро теряет гидродинамическое равновесие и приступает к беспорядочному сжатию. Остальные слои звезды продолжают поддерживать это равновесие, до тех пор, пока ядро не сожмётся до некого критического размера. Теперь гидродинамическое равновесие теряют остальные слои и звезда в целом. Только в этом случае «побеждает» не сжатие, а энергия, выделившая в ходе коллапса и дальнейших беспорядочных реакций. Происходит сброс внешней оболочки – вот что такое сверхновый взрыв.

Рождение новых звезд

Сверхновая вспыхнувшая в 1604 году

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

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

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

Литература[ | код]

Литература

Эпизод II. Молодые звезды

Фомальгаут, изображение из каталога DSS. Вокруг этой звезды еще остался протопланетный диск.

Следующим этапом или циклом жизни звезды является период ее космического детства, который, в свою очередь, делится на три стадии: молодые светила малой (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

Что такое черные дыры

Нейтронные звезды образуются в результате эволюции звезд с массами от 8 до 40 солнечных масс. А вот из более крупных тел появляются черные дыры. Во Вселенной это самые фантастические объекты. Здесь не имеют силы законы нашего мира, время и пространство меняются местами, и оттуда нет выхода. Это связано с тем, что невероятной гравитации такого тела не может противостоять ничто во Вселенной.

Черные дыры – это звезды, у которых все наоборот. Если обычные светила излучают свет, то эти объекты их поглощают. Как, впрочем, и все, что оказывается поблизости – планеты, звезды, кометы и прочие объекты. Гравитация внутри черных дыр настолько большая, что это с трудом могут представить себе даже ученые.

Черные дыры являются последней стадией эволюции сверхмассивных звезд. В них заключено 0,1% массы всей нашей Галактики.

Название черная дыра было предложено в 1968 году американским физиком Джоном Уилером. Впервые астрономы обнаружили черную дыру, когда исследовали двойные звезды. Тогда оказалось, что одна из звезд такой системы как-то странно блестит. В результате произведенных расчетов было установлено, что рядом с ней находится черная дыра. Эта «невидимка» поглощала свою соседку, забирая у нее материю.

Поглощение звезды черной дырой 

Таинственные объекты активно поглощают вещество своих соседей, нагревая его при этом до температуры миллионов градусов. При таких условиях черная дыра становится источником рентгеновского излучения. Неподалеку от этих объектов отмечается сильное искривление пространства. Здесь даже движение световых лет изменяется. Это помогает найти удивительные образования – гравитационные линзы, которые указывают на то, что в их центре прячутся черные дыры.

Сегодня ученым известно местоположение 20 массивных и 200 сверхмассивных черных дыр. Кроме того, отмечено еще 220 мест, где эти таинственные объекты могут находиться

Особое пристальное внимание ученых к этим объектам объясняется достаточно просто. Относительно недавно американский телескоп «Хаббл» зафиксировал интересный, но не слишком приятный факт

Оказывается, черная дыра GROJ 11655 – 40 из созвездия Скорпиона прямиком приближается к нашему Солнцу, поглощая по дороге звезды. Невидимка находится от нас достаточно далеко – в 600 световых лет. Однако скорость движения этого объекта составляет 40 000 км/час. Поэтому это вызывает опасение у современных исследователей.

Самая знаменитая черная дыра расположена в созвездии Лебедя. Предположительно неизвестный объект тяжелее нашего Солнца в 15 раз.

Огонь по шашлыкам

Ссылки

Ссылки

Зрелость

По прошествии определённого времени — от миллиона до десятков миллиардов лет (в зависимости от начальной массы) — звезда 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 и давление снова растут, но, в отличие от стадии протозвезды, до гораздо более высокого уровня. Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия.

Возобновившееся на новом уровне термоядерное «горение» вещества становится причиной чудовищного расширения звезды. Звезда «распухает», становясь очень «рыхлой», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Так звезда становится красным гигантом, а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами.

То, что происходит далее, также зависит от массы звезды.

Стоял на вооружении

Эпизод III. Расцвет жизненного пути звезды

Солнце снятое в линии H альфа. Наше звезда в самом расцвете сил.

В середине своей жизни космические светила могут обладать самыми разнообразными цветами, массой и габаритами. Цветовая палитра варьируется от голубоватых оттенков до красных, а их масса может быть значительно меньше солнечной, либо превышать ее более чем в триста раз. Главная последовательность жизненного цикла звезд длится около десяти миллиардов лет. После чего в ядре космического тела заканчивается водород. Этот момент принято считать переходом жизни объекта на следующий этап. По причине истощения водородных ресурсов в ядре останавливаются термоядерные реакции. Однако в период вновь начавшегося сжатия звезды начинается коллапс, который приводит к возникновению термоядерных реакций уже с участием гелия. Этот процесс стимулирует просто невероятное по масштабам расширение звезды. И теперь она считается красным гигантом.

Интересные факты из жизненных циклов звезд

Жизненный цикл звезд

Одним из самых своеобразных и примечательных сведений из звездной жизни космоса является то, что подавляющее большинство светил в нашей Вселенной находятся на стадии красных карликов. Такие объекты обладают массой значительно меньшей, чем у Солнца.

Довольно интересно также и то, что магнитное притяжение нейтронных звезд в миллиарды раз выше аналогичного излучения земного светила.

Влияние массы на звезду

Путь звезды в зависимости от массы

Еще одним не менее занимательным фактом можно назвать продолжительность существования самых огромных из известных типов звезд. В силу того, что их масса способна в сотни раз превышать солнечную, выделение ими энергии тоже многократно больше, иногда даже в миллионы раз. Следовательно, период их жизни длится гораздо меньше. В некоторых случаях их существование укладывается всего в несколько миллионов лет, против миллиардов лет жизни звезд с небольшой массой.

Интересным фактом также является противоположность черных дыр белым карликам. Примечательно то, что первые возникают из самых гигантских по массе звезд, а вторые, наоборот, из наименьших.

Во Вселенной существует огромное количество уникальных явлений, о которых можно говорить бесконечно, ведь космос крайне слабо изучен и исследован. Все человеческие знания о том, сколько лет живут звезды, их жизненных циклах, которыми обладает современная наука, в основном получены из наблюдений и теоретических расчетов. Такие малоизученные явления и объекты дают почву для постоянной работы тысячам исследователей и ученых: астрономов, физиков, математиков, химиков. Благодаря их непрерывному труду, эти знания постоянно накапливаются, дополняются и изменяются, становясь, таким образом, более точными, достоверными и всеобъемлющими.

Эволюция звезд с большой массой

У звезд с массой, превышающей солнечную в 5 раз, фазы сжатия и расширения повторяются несколько раз, всегда приводя к образованию тяжелых химических элементов. Во время этих нестабильных фаз звезда претерпевает последовательные изменения видимой звездной величины. В этих случаях говорят о переменной звезде.

Цефеиды представляют собой классический пример звезд, проходящих такие стадии эволюции.

Звезда приобретает каплевидную концентрическую структуру, внутри происходят последние фазы ядерных реакций. В частности, более легкие элементы сгорают в более высоких слоях, где температура ниже, тогда как более тяжелые пылают в центральной части ядра, где температура, напротив, имеет тенденцию к повышению.

У звезд с массой, превышающей солнечную в 5—9 раз, сгорание углерода и кислорода может происходить практически мгновенно. Если масса звезды еще больше, в ядре синтезируются такие элементы, как магний, неон, сера и кремний.

В чрезвычайных случаях термоядерный синтез продолжается до тех пор, пока ядро звезды почти целиком не преобразовывается в железо. В этот момент цепная реакция прекращается, потому что она не может идти одновременно с плавлением железа. Таким образом, оказывается, что звезда израсходовала все свои запасы ядерного топлива и начинает сжиматься.

Нейтронная звезда – конечный продукт эволюции некоторых типов звезд

Если масса звезды не превышает 10 солнечных масс, последние фазы оказываются нестабильными, в разных слоях идут спонтанные ядерные реакции, которые могут привести к вспышке сверхновой. Тем временем взаимная нейтрализация протонов и электронов звездного ядра приводит к тому, что ядро полностью начинает состоять из нейтронов.

После взрыва поверхностные слои звезды разрушаются, а ядро быстро уплотняется, пока не становится несжимаемым. В этом случае сжатие звезды поддерживается. Остатки вещества становятся нейтронной звездой, которая стремительно вращается вокруг собственной оси, и она начинает наблюдаться как пульсар, из-за взрыва перемещающийся по космосу со скоростью в сотни километров в секунду.

Конечная стадия эволюции звезд, масса которых превышает солнечную в 5-9 раз – нейтронная звезда.

Если масса звезды еще больше, давление гравитационных сил настолько велико, что нейтроны ядра вынуждены «пакетироваться» до невообразимой плотности, пока вещество не потеряет свою сущность.

В этом случае речь идет о необратимом гравитационном коллапсе, что приводит к образованию черной дыры.

Конечная стадия эволюции звезд, масса которых превышает солнечную более чем в 10 раз – черная дыра.

Исторический путь легионов

ПЛАНЕТА ЗЕМЛЯ

Есть одна планета-сад

В этом космосе холодном.

Только здесь леса шумят,

Птиц скликая перелетных,

Лишь на ней одной цветут

Ландыши в траве зеленой,
И стрекозы только тут

В речку смотрят удивленно…

Береги свою планету —

Ведь другой, похожей, нету!

(Я. Аким)
Вокруг Солнца обращаются планеты, которые составляют Солнечную систему. Самая красивая и самая интересная из планет — это наша Земля. Вот так выглядит Земля из космоса — недаром ее называют «голубой планетой».

Земля — единственная планета в Солнечной системе, на которой существует жизнь. Земля образовалась одновременно с другими планетами Солнечной системы около 4,5 миллиардов лет назад. Жизнь на Земле возможна потому, что у нашей планеты есть плотная атмосфера, в которой присутствует кислород. Атмосфера появилась на Земле миллиарды лет назад в результате извержений вулканов.

Если бы на Земле не было бы атмосферы, температура в разных точках планеты колебалась бы от +160 до -100 градусов. Ни одно живое существо не выдержало бы такие перепады.

На Земле разнообразный климат. В тропических лесах на экваторе жарко и влажно, а на полюсах очень холодно.

Большую часть нашей планеты (три четверти) занимают моря и океаны, поэтому ее правильнее было бы назвать планетой Океан. Самая глубокая точка мирового океана — Марианская впадина. Она расположена на глубине больше 11 километров. А самая высокая гора — Эверест в Гималаях. Она немного не дотянула до 9 километров. В нашей стране самой высокой горой является Эльбрус на Северном Кавказе. . ‘ »

В центре Земли находится твердое металлическое ядро. Выше лежит слой расплавленных пород — мантия. Поверхность Земли состоит из земной коры, ее толщина колеблется от 6 до 40 километров. Кора сложена из платформ, которые постоянно движутся по верхней мантии. На границах плит часто происходят землетрясения и извержения вулканов. На заре истории Земли, когда наша планета еще не успела достаточно остыть, на ней извергались тысячи вулканов, а пласты земли постоянно передвигались. Сейчас вулканические извержения и землетрясения происходят не так часто.

Вселенские вспышки

Гамма вспышка в галактике 4C 71,07

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

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

Ссылки