От какъв физичен параметър зависи еволюцията на звездите? Раждането и еволюцията на звездите: гигантската фабрика на Вселената

Звездите, както знаете, получават енергията си от реакции на термоядрен синтез и рано или късно всяка звезда има момент, в който термоядреното гориво свършва. Колкото по-голяма е масата на една звезда, толкова по-бързо тя изгаря всичко, което може, и преминава към последния етап от своето съществуване. По-нататъшните събития могат да се развият по различни сценарии, кой от тях - първо зависи отново от масата.
В момента, когато водородът в центъра на звездата "изгаря", в него се отделя хелиево ядро, което се свива и освобождава енергия. В бъдеще в него могат да започнат реакции на изгаряне на хелий и последващи елементи (виж по-долу). Външните слоеве се увеличават многократно под въздействието на повишено налягане, идващо от нагрятото ядро, звездата се превръща в червен гигант.
В зависимост от масата на звездата в нея могат да протичат различни реакции. Това определя какъв състав ще има звездата до момента, в който синтезът избледнее.

бели джуджета

За звезди с маси до около 10 MC, ядрото тежи по-малко от 1,5 MC. След завършване на термоядрените реакции налягането на радиацията спира и ядрото започва да се свива под въздействието на гравитацията. Той се компресира, докато налягането на изродения електронен газ, поради принципа на Паули, започне да пречи. Външните слоеве се отделят и разсейват, образувайки планетарна мъглявина. Първата такава мъглявина е открита от френския астроном Чарлз Месие през 1764 г. и е каталогизирана като M27.
Това, което излиза от ядрото, се нарича бяло джудже. Белите джуджета имат плътност по-голяма от 10 7 g/cm 3 и повърхностна температура около 10 4 K. Светимостта е с 2-4 порядъка по-ниска от тази на Слънцето. В него не се извършва термоядрен синтез, цялата излъчена от него енергия е акумулирана по-рано.Така белите джуджета бавно се охлаждат и престават да се виждат.
Бялото джудже все още има шанс да бъде активно, ако е част от двойна звезда и привлича масата на спътник върху себе си (например спътникът се е превърнал в червен гигант и е изпълнил целия си лоб на Рош с масата си). В този случай или синтезът на водород може да започне в цикъла на CNO, използвайки въглерода, съдържащ се в бялото джудже, завършвайки с отделянето на външния водороден слой („нова“ звезда). Или масата на бяло джудже може да нарасне толкова много, че неговият въглеродно-кислороден компонент ще светне, вълна от експлозивно горене, идваща от центъра. В резултат на това се образуват тежки елементи с отделяне на голямо количество енергия:

12 С + 16 O → 28 Si + 16,76 MeV
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10,92 MeV

Светимостта на звездата се увеличава силно за 2 седмици, след което бързо намалява за още 2 седмици, след което продължава да намалява с около 2 пъти за 50 дни. Основната енергия (около 90%) се излъчва под формата на гама-кванти от веригата на разпад на изотопния никел.Това явление се нарича свръхнова тип 1.
Няма бели джуджета с маса от 1,5 или повече слънчеви маси. Това се обяснява с факта, че за съществуването на бяло джудже е необходимо да се балансира гравитационната компресия с налягането на електронния газ, но това се случва при маси не повече от 1,4 M C, това ограничение се нарича граница на Чандрасекар. Стойността може да се получи като условие за равенство на силите на натиск на силите на гравитационно свиване при предположението, че импулсите на електроните се определят от съотношението на несигурност за обема, който заемат, и се движат със скорост, близка до скоростта на светлината.

неутронни звезди

В случай на по-масивни (> 10 M C) звезди нещата се случват малко по-различно.Високата температура в ядрото активира енергийно-поглъщащи реакции, като избиване на протони, неутрони и алфа-частици от ядрата, както и e- улавяне на високоенергийни електрони, които компенсират масовата разлика на две ядра. Втората реакция създава излишък от неутрони в ядрото. И двете реакции водят до нейното охлаждане и общо свиване на звездата. Когато енергията на ядрения синтез приключи, свиването се превръща в почти свободно падане на обвивката върху свиващото се ядро. Това рязко ускорява скоростта на синтез във външните падащи слоеве, което води до излъчване на огромно количество енергия за няколко минути (сравнимо с енергията, която светлинните звезди излъчват през цялото си съществуване).
Поради голямата маса колабиращото ядро ​​преодолява налягането на електронния газ и се свива допълнително. В този случай възникват реакции p + e - → n + ν e, след което почти няма електрони, които пречат на компресията в ядрото. Компресията се извършва до размери от 10 − 30 km, съответстващи на плътността, определена от налягането на неутронно изродения газ. Материята, падаща върху ядрото, получава отразената от неутронното ядро ​​ударна вълна и част от енергията, освободена по време на нейното компресиране, което води до бързо изхвърляне на външната обвивка в страни. Полученият обект се нарича неутронна звезда. Повечето (90%) от енергията, освободена от гравитационното свиване, се отнася от неутрино в първите секунди след колапса. Горният процес се нарича експлозия на свръхнова тип II. Енергията на експлозията е такава, че някои от тях (рядко) се виждат с невъоръжено око дори на дневна светлина. Първата свръхнова е регистрирана от китайски астрономи през 185 г. сл. Хр. В момента се регистрират няколкостотин огнища на година.
Получената неутронна звезда има плътност ρ ~ 10 14 − 10 15 g/cm 3 . Запазването на ъгловия момент по време на свиването на звездата води до много кратки периоди на въртене, обикновено в диапазона от 1 до 1000 ms. За обикновените звезди такива периоди са невъзможни, т.к Тяхната гравитация няма да може да противодейства на центробежните сили на подобно въртене. Неутронната звезда има много голямо магнитно поле, достигащо 10 12 -10 13 гауса на повърхността, което води до силно електромагнитно излъчване. Магнитна ос, която не съвпада с оста на въртене, води до факта, че неутронна звезда изпраща периодични (с период на въртене) импулси на радиация в дадена посока. Такава звезда се нарича пулсар. Този факт помогна за тяхното експериментално откриване и се използва за откриване. Много по-трудно е да се открие неутронна звезда чрез оптични методи поради ниската й светимост. Периодът на революция постепенно намалява поради прехода на енергията в радиация.
Външният слой на неутронната звезда е съставен от кристална материя, главно желязо и съседните му елементи. Повечето от останалата маса са неутрони, пионите и хипероните могат да бъдат в самия център. Плътността на звездата нараства към центъра и може да достигне стойности, много по-големи от плътността на ядрената материя. Поведението на материята при такива плътности е слабо разбрано. Има теории за свободни кварки, включително не само от първо поколение, при такива екстремни плътности на адронна материя. Възможни са свръхпроводящи и свръхфлуидни състояния на неутронната материя.
Има 2 механизма за охлаждане на неутронна звезда. Едно от тях е излъчването на фотони, както навсякъде другаде. Вторият механизъм е неутрино. Тя преобладава, докато температурата на сърцевината е над 10 8 K. Обикновено съответства на повърхностна температура над 10 6 K и продължава 10 5 −10 6 години. Има няколко начина за излъчване на неутрино:

Черни дупки

Ако масата на първоначалната звезда надвиши 30 слънчеви маси, тогава ядрото, образувано при експлозията на свръхнова, ще бъде по-тежко от 3 M C . С такава маса налягането на неутронния газ вече не може да ограничи гравитацията и ядрото не спира на етапа на неутронна звезда, а продължава да се разпада (въпреки това експериментално откритите неутронни звезди имат маса не повече от 2 слънчеви маси , а не три). Този път нищо няма да попречи на колапса и се образува черна дупка. Този обект има чисто релативистичен характер и не може да бъде обяснен без GR. Въпреки факта, че материята, според теорията, се е свила в точка - сингулярност, черната дупка има ненулев радиус, наречен радиус на Шварцшилд:

R W \u003d 2GM / c 2.

Радиусът обозначава границата на гравитационното поле на черна дупка, която е непреодолима дори за фотоните, наречена хоризонт на събитията. Например радиусът на Шварцшилд на Слънцето е само 3 км. Извън хоризонта на събитията гравитационното поле на черна дупка е същото като това на обикновен обект с нейната маса. Черна дупка може да се наблюдава само чрез непреки ефекти, тъй като самата тя не излъчва забележима енергия.
Въпреки факта, че нищо не може да напусне хоризонта на събитията, черна дупка все още може да създаде радиация. В квантовия физически вакуум непрекъснато се раждат и изчезват виртуални двойки частица-античастица. Най-силното гравитационно поле на черна дупка може да взаимодейства с тях, преди да изчезнат и да абсорбират античастицата. Ако общата енергия на виртуалната античастица е отрицателна, тогава черната дупка губи маса, а останалата частица става реална и получава енергия, достатъчна да отлети от полето на черната дупка. Това лъчение се нарича лъчение на Хокинг и има спектър на черно тяло. Може да му бъде зададена определена температура:

Влиянието на този процес върху масата на повечето черни дупки е незначително в сравнение с енергията, която получават дори от CMB. Изключение правят реликтовите микроскопични черни дупки, които биха могли да се образуват в ранните етапи от еволюцията на Вселената. Малките размери ускоряват процеса на изпаряване и забавят процеса на набиране на маса. Последните етапи на изпаряване на такива черни дупки трябва да завършат с експлозия. Никога не са регистрирани експлозии, отговарящи на описанието.
Материята, попадаща в черна дупка, се нагрява и става източник на рентгенови лъчи, което служи като косвен знак за наличието на черна дупка. Когато материята с голям ъглов импулс попадне в черна дупка, тя образува въртящ се акреционен диск около нея, в който частиците губят енергия и ъглов импулс, преди да паднат в черната дупка. В случай на свръхмасивна черна дупка има две предпочитани посоки по оста на диска, в които налягането на излъчваната радиация и електромагнитните ефекти ускоряват частиците, които са избягали от диска. Това създава мощни струи материя в двете посоки, които също могат да бъдат регистрирани. Според една от теориите така са подредени активните ядра на галактиките и квазарите.
Въртящата се черна дупка е по-сложен обект. С въртенето си той "улавя" определен участък от пространството отвъд хоризонта на събитията ("Lense-Thirring effect"). Тази област се нарича ергосфера, нейната граница се нарича статична граница. Статичната граница е елипсоид, съвпадащ с хоризонта на събитията на двата полюса на въртенето на черната дупка.
Въртящите се черни дупки имат допълнителен механизъм за загуба на енергия чрез прехвърлянето й към частици, попаднали в ергосферата. Тази загуба на енергия е придружена от загуба на ъглов момент и забавя въртенето.

Библиография

1. С. Б. Попов, М. Е. Прохоров "Астрофизика на единични неутронни звезди: радиотихи неутронни звезди и магнетари" SAI MSU, 2002 г.
2. Уилям Дж. Кауфман "Космическите граници на относителността" 1977 г
3. Други интернет източници

20 декември 10 г.

Термоядрен синтез във вътрешността на звездите

По това време за звезди с маса, по-голяма от 0,8 слънчеви маси, ядрото става прозрачно за радиация и преносът на радиационна енергия в ядрото ще преобладава, докато черупката в горната част остава конвективна. Никой не знае със сигурност какви звезди с по-малка маса пристигат в главната последователност, тъй като времето, което тези звезди прекарват в категорията на младите, надвишава възрастта на Вселената. Всички наши идеи за еволюцията на тези звезди се основават на числени изчисления.

Когато звездата се свие, налягането на изродения електронен газ започва да се увеличава и при някакъв радиус на звездата това налягане спира нарастването на централната температура и след това започва да я понижава. А за звезди под 0,08 това се оказва фатално: енергията, освободена по време на ядрени реакции, никога няма да бъде достатъчна, за да покрие разходите за радиация. Такива подзвезди се наричат ​​кафяви джуджета и тяхната съдба е постоянно свиване, докато налягането на изродения газ го спре, и след това постепенно охлаждане със спиране на всички ядрени реакции.

Млади звезди с междинна маса

Младите звезди с междинна маса (от 2 до 8 слънчеви маси) се развиват качествено по абсолютно същия начин като техните по-малки сестри, с изключение на това, че нямат конвективни зони до главната последователност.

Обектите от този тип са свързани с т.нар. Звездите Ae\Be Herbit са неправилни променливи от спектрален тип B-F5. Имат и биполярни реактивни дискове. Скоростта на изпускане, осветеността и ефективната температура са значително по-високи от тези за τ Телец, така че те ефективно нагряват и разпръскват остатъците от протозвездния облак.

Млади звезди с маса над 8 слънчеви маси

Всъщност това вече са нормални звезди. Докато масата на хидростатичното ядро ​​се натрупваше, звездата успя да прескочи всички междинни етапи и да нагрее ядрените реакции до такава степен, че да компенсират загубите от радиация. За тези звезди изтичането на маса и яркост е толкова високо, че не само спира колапса на останалите външни региони, но ги избутва обратно. Така масата на образуваната звезда е значително по-малка от масата на протозвездния облак. Най-вероятно това обяснява липсата в нашата галактика на звезди с повече от 100-200 слънчеви маси.

среден жизнен цикъл на звезда

Сред формираните звезди има огромно разнообразие от цветове и размери. Те варират в спектрален тип от горещо синьо до студено червено и в маса от 0,08 до повече от 200 слънчеви маси. Яркостта и цветът на звездата зависи от температурата на нейната повърхност, която от своя страна се определя от нейната маса. Всички нови звезди "заемат своето място" в главната последователност според техния химичен състав и маса. Не говорим за физическото движение на звездата - само за нейното положение върху посочената диаграма, което зависи от параметрите на звездата. Тоест, ние всъщност говорим само за промяна на параметрите на звездата.

Какво ще се случи след това отново зависи от масата на звездата.

По-късни години и смъртта на звездите

Стари звезди с ниска маса

Към днешна дата не е известно със сигурност какво се случва с леките звезди след изчерпване на запасите от водород. Тъй като Вселената е на 13,7 милиарда години, което не е достатъчно, за да изчерпи запасите от водородно гориво, съвременните теории се основават на компютърни симулации на процесите, протичащи в такива звезди.

Някои звезди могат да сливат хелий само в определени активни области, което причинява нестабилност и силни слънчеви ветрове. В този случай не се образува планетарна мъглявина и звездата само се изпарява, ставайки дори по-малка от кафяво джудже.

Но звезда с маса по-малка от 0,5 слънчева маса никога няма да може да синтезира хелий, дори след като в ядрото престанат реакциите, включващи водород. Тяхната звездна обвивка не е достатъчно масивна, за да преодолее налягането, произведено от ядрото. Такива звезди включват червени джуджета (като Проксима Кентавър), чийто живот в основната последователност е стотици милиарди години. След прекратяване на термоядрените реакции в тяхното ядро, те, постепенно охлаждайки се, ще продължат да излъчват слабо в инфрачервения и микровълновия диапазон на електромагнитния спектър.

средно големи звезди

Когато една звезда достигне среден размер (от 0,4 до 3,4 слънчеви маси) на фазата на червения гигант, нейните външни слоеве продължават да се разширяват, ядрото се свива и започват реакции на синтез на въглерод от хелий. Сливането освобождава много енергия, което дава на звездата временно отлагане. За звезда, подобна по размер на Слънцето, този процес може да отнеме около милиард години.

Промените в количеството излъчена енергия карат звездата да преминава през периоди на нестабилност, включително промени в размера, повърхностната температура и освобождаването на енергия. Освобождаването на енергия се измества към нискочестотно излъчване. Всичко това е придружено от нарастваща загуба на маса поради силни слънчеви ветрове и интензивни пулсации. Звездите в тази фаза се наричат звезди от късен тип, OH-IR звездиили подобни на Мира звезди, в зависимост от точните им характеристики. Изхвърленият газ е сравнително богат на тежки елементи, произведени във вътрешността на звездата, като кислород и въглерод. Газът образува разширяваща се обвивка и се охлажда, докато се отдалечава от звездата, което позволява образуването на прахови частици и молекули. При силно инфрачервено излъчване от централната звезда в такива черупки се образуват идеални условия за активиране на мазерите.

Реакциите на горене на хелий са много чувствителни към температурата. Понякога това води до голяма нестабилност. Възникват силни пулсации, които в крайна сметка предават достатъчно кинетична енергия на външните слоеве, за да бъдат изхвърлени и да се превърнат в планетарна мъглявина. В центъра на мъглявината остава ядрото на звездата, което, охлаждайки се, се превръща в хелиево бяло джудже, като правило, с маса до 0,5-0,6 слънчева и диаметър от порядъка на диаметъра на Земята.

бели джуджета

По-голямата част от звездите, включително Слънцето, завършват своята еволюция, като се свиват, докато налягането на изродените електрони балансира гравитацията. В това състояние, когато размерът на звездата намалее с фактор сто и плътността стане милион пъти по-голяма от водата, звездата се нарича бяло джудже. Той е лишен от източници на енергия и, постепенно изстивайки, става тъмен и невидим.

В звезди, по-масивни от Слънцето, налягането на изродените електрони не може да задържи свиването на ядрото и то продължава, докато повечето от частиците се превърнат в неутрони, опаковани толкова плътно, че размерът на звездата се измерва в километри и плътността е 100 милиона пъти по-голяма от плътността на водата. Такъв обект се нарича неутронна звезда; неговото равновесие се поддържа от налягането на изродената неутронна материя.

свръхмасивни звезди

След като външните слоеве на звездата, с маса по-голяма от пет слънчеви маси, са се разпръснали, за да образуват червен свръхгигант, ядрото започва да се свива поради гравитационните сили. С увеличаването на компресията температурата и плътността се увеличават и започва нова последователност от термоядрени реакции. При такива реакции се синтезират тежки елементи, които временно възпират колапса на ядрото.

В крайна сметка, тъй като се образуват все повече и повече тежки елементи от периодичната система, желязо -56 се синтезира от силиций. До този момент при синтеза на елементите се отделя голямо количество енергия, но ядрото желязо-56 има максимален дефект на масата и образуването на по-тежки ядра е неблагоприятно. Следователно, когато желязното ядро ​​на звезда достигне определена стойност, налягането в него вече не е в състояние да издържи на колосалната сила на гравитацията и настъпва незабавен колапс на ядрото с неутронизацията на неговата материя.

Какво се случва след това не е съвсем ясно. Но каквото и да е, за секунди води до експлозия на свръхнова с невероятна сила.

Съпътстващият изблик на неутрино провокира ударна вълна. Силните струи неутрино и въртящото се магнитно поле изтласкват по-голямата част от материала, натрупан от звездата - така наречените елементи за сядане, включително желязо и по-леки елементи. Разширяващата се материя е бомбардирана от неутрони, излизащи от ядрото, улавяйки ги и по този начин създавайки набор от елементи, по-тежки от желязото, включително радиоактивни, до уран (и вероятно дори Калифорния). Така експлозиите на свръхнови обясняват наличието на елементи, по-тежки от желязото в междузвездната материя.

Взривната вълна и струите неутрино пренасят материал от умиращата звезда в междузвездното пространство. Впоследствие, движейки се в космоса, този материал от свръхнова може да се сблъска с други космически отпадъци и евентуално да участва във формирането на нови звезди, планети или спътници.

Процесите, протичащи по време на образуването на свръхнова, все още се изучават и засега този въпрос не е ясен. Също така е под въпрос какво всъщност е останало от оригиналната звезда. Обмислят се обаче два варианта:

неутронни звезди

При някои свръхнови е известно, че силната гравитация във вътрешността на свръхгиганта кара електроните да падат в атомното ядро, където те се сливат с протони, за да образуват неутрони. Електромагнитните сили, разделящи близките ядра, изчезват. Сега ядрото на звездата е плътна топка от атомни ядра и отделни неутрони.

Такива звезди, известни като неутронни звезди, са изключително малки - не по-големи от голям град - и имат невъобразимо висока плътност. Техният орбитален период става изключително кратък, когато размерът на звездата намалява (поради запазване на ъгловия момент). Някои правят 600 оборота в секунда. Когато оста, свързваща северния и южния магнитни полюси на тази бързо въртяща се звезда, сочи към Земята, е възможно да се фиксира радиационен импулс, който се повтаря на интервали, равни на периода на въртене на звездата. Такива неутронни звезди бяха наречени "пулсари" и станаха първите открити неутронни звезди.

Черни дупки

Не всички свръхнови стават неутронни звезди. Ако звездата има достатъчно голяма маса, тогава колапсът на звездата ще продължи и самите неутрони ще започнат да падат навътре, докато нейният радиус стане по-малък от радиуса на Шварцшилд. Тогава звездата се превръща в черна дупка.

Съществуването на черни дупки е предсказано от общата теория на относителността. Според общата теория на относителността материята и информацията не могат да напуснат черна дупка при никакви обстоятелства. Квантовата механика обаче допуска изключения от това правило.

Остават редица отворени въпроси. Главният от тях: "Има ли изобщо черни дупки?" Наистина, за да се каже със сигурност, че даден обект е черна дупка, е необходимо да се наблюдава неговият хоризонт на събитията. Всички опити за това завършиха с неуспех. Но все още има надежда, тъй като някои обекти не могат да бъдат обяснени без акреция, освен това акреция върху обект без твърда повърхност, но самото съществуване на черни дупки не доказва това.

Въпросите също са открити: възможно ли е звезда да колабира директно в черна дупка, заобикаляйки свръхнова? Има ли свръхнови, които в крайна сметка ще се превърнат в черни дупки? Какъв е точният ефект от първоначалната маса на звездата върху формирането на обекти в края на нейния жизнен цикъл?

Астрофизиката вече е напреднала достатъчно в изучаването на еволюцията на звездите. Теоретичните модели са подкрепени от надеждни наблюдения и въпреки някои пропуски, цялостната картина на жизнения цикъл на звездата отдавна е известна.

Раждане

Всичко започва с молекулен облак. Това са огромни области от междузвезден газ с достатъчно плътност, за да се образуват водородни молекули.

Тогава се случва събитие. Може би това ще бъде причинено от ударна вълна от свръхнова, която е избухнала наблизо, или може би от естествената динамика в молекулярния облак. Изходът обаче е само един - гравитационната нестабилност води до образуването на център на тежестта някъде в облака.

Поддавайки се на изкушението на гравитацията, околната материя започва да се върти около този център и се наслоява върху повърхността му. Постепенно се образува балансирано сферично ядро ​​с нарастваща температура и светимост - протозвезда.

Газовият и прахов диск около протозвездата се върти все по-бързо и по-бързо, поради нарастващата му плътност и маса, все повече и повече частици се сблъскват в дълбините му, температурата продължава да се повишава.

Веднага щом достигне милиони градуси, в центъра на протозвездата възниква първата термоядрена реакция. Две водородни ядра преодоляват Кулоновата бариера и се комбинират, за да образуват хелиево ядро. После – другите две ядра, после – другото... докато верижната реакция обхване цялата област, в която температурата позволява на водорода да синтезира хелий.

След това енергията на термоядрените реакции бързо достига повърхността на звездата, рязко увеличавайки нейната яркост. Така една протозвезда, ако има достатъчно маса, се превръща в пълноценна млада звезда.

Регион на активно звездообразуване N44 / ©ESO, НАСА

Без детство, без юношество, без младост

Всички протозвезди, които се нагряват достатъчно, за да започнат термоядрена реакция във вътрешността им, след това навлизат в най-дългия и най-стабилен период, заемащ 90% от целия им живот.

Всичко, което се случва с тях на този етап, е постепенното изгаряне на водорода в зоната на термоядрените реакции. Буквално "горящ живот". Звездата много бавно - в продължение на милиарди години - ще стане по-гореща, интензивността на термоядрените реакции ще се увеличи, както и светимостта, но нищо повече.

Разбира се, възможни са събития, които ускоряват звездната еволюция - например близко съседство или дори сблъсък с друга звезда, но това не зависи от жизнения цикъл на отделна звезда.

Има и особени „мъртвородени“ звезди, които не могат да достигнат до основната последователност - тоест не са в състояние да се справят с вътрешното налягане на термоядрените реакции.

Това са протозвезди с ниска маса (по-малко от 0,0767 от масата на Слънцето) - същите тези, които се наричат ​​кафяви джуджета. Поради недостатъчна гравитационна компресия те губят повече енергия, отколкото се образува в резултат на водородния синтез. С течение на времето термоядрените реакции във вътрешността на тези звезди спират и за тях остава само продължително, но неизбежно охлаждане.

Гледката на художник за кафяво джудже / ©ESO/I. Кросфийлд/Н. Райзингер

Проблемна старост

За разлика от хората, най-активната и интересна фаза в "живота" на масивните звезди започва към края на тяхното съществуване.

По-нататъшната еволюция на всяка отделна звезда, която е достигнала края на главната последователност - т.е. точката, в която вече няма останал водород за термоядрен синтез в центъра на звездата - зависи пряко от масата на звездата и нейния химичен състав състав.

Колкото по-малка е масата на една звезда в главната последователност, толкова по-дълъг ще бъде нейният „живот“ и толкова по-малко грандиозен ще бъде нейният финал. Например, звезди с маса, по-малка от половината от тази на Слънцето - като например червените джуджета - никога не са "умирали" изобщо след Големия взрив. Според изчисления и компютърни симулации, поради ниската интензивност на термоядрените реакции, такива звезди могат лесно да изгарят водород от десетки милиарди до десетки трилиони години и в края на пътуването си вероятно ще изгаснат точно като кафяви джуджета .

Звездите със средна маса от половин до десет слънчеви маси, след като изгорят водорода в центъра, са в състояние да изгорят по-тежки химични елементи в състава си - първо хелий, след това въглерод, кислород и след това, какъв късмет с масата, до желязо-56 (изотоп на желязото, който понякога се нарича "пепел от термоядрено изгаряне").

За такива звезди фазата, следваща основната последователност, се нарича етап на червения гигант. Стартиране на хелиеви термоядрени реакции, след това на въглерод и т.н. всеки път води до значителни трансформации на звездата.

В известен смисъл това е смъртна агония. Звездата или се разширява стотици пъти и става червена, след което отново се свива. Светимостта също се променя - увеличава се хиляди пъти, след това отново намалява.

В края на този процес външната обвивка на червения гигант се отделя, образувайки грандиозна планетарна мъглявина. В центъра остава голо ядро ​​- бяло хелиево джудже с маса приблизително половината от слънчевата маса и радиус, приблизително равен на радиуса на Земята.

Белите джуджета имат съдба, подобна на червените джуджета - тихо изгаряне за милиарди до трилиони години, освен ако, разбира се, наблизо няма друга звезда, поради която бялото джудже може да увеличи масата си.

Системата KOI-256, състояща се от червени и бели джуджета / ©NASA/JPL-Caltech

прекомерна старост

Ако една звезда има особен късмет с масата си и тя е около 12 слънчеви маси или повече, тогава последните етапи от нейната еволюция се характеризират с много по-екстремни събития.

Ако масата на ядрото на червения гигант надхвърли границата на Чандрасекар от 1,44 слънчеви маси, тогава звездата не само изхвърля черупката си на финала, но освобождава натрупаната енергия в мощен термоядрен взрив - свръхнова.

В сърцето на останките от свръхнова, която разпръсква звездна материя с голяма сила на много светлинни години наоколо, в този случай вече не е бяло джудже, а свръхплътна неутронна звезда с радиус само 10-20 километра.

Въпреки това, ако масата на червения гигант е повече от 30 слънчеви маси (или по-скоро вече е свръхгигант), а масата на ядрото му надвишава границата на Опенхаймер-Волков, която е приблизително 2,5-3 слънчеви маси, тогава нито бял джудже, нито неутронна звезда.

В центъра на останките от свръхнова се появява нещо много по-впечатляващо - черна дупка, тъй като ядрото на избухналата звезда се компресира толкова много, че дори неутроните започват да колабират и нищо друго, включително светлината, не може да напусне пределите на новородена черна дупка - или по-скоро нейния хоризонт на събитията.

Особено масивните звезди - сините свръхгиганти - могат да заобиколят стадия на червения свръхгигант и също да избухнат в свръхнова.

Супернова SN 1994D в галактиката NGC 4526 (ярка точка в долния ляв ъгъл) / ©NASA

А какво да кажем за нашето Слънце?

Слънцето принадлежи към звездите със средна маса, така че ако внимателно прочетете предишната част на статията, тогава вие сами можете да предвидите точно на кой път е нашата звезда.

Въпреки това, дори преди превръщането на Слънцето в червен гигант, човечеството чака редица астрономически катаклизми. Животът на Земята ще стане невъзможен след милиард години, когато интензивността на термоядрените реакции в центъра на Слънцето стане достатъчна, за да изпари земните океани. Успоредно с това условията за живот на Марс ще се подобряват, което в един момент може да го направи обитаем.

След около 7 милиарда години Слънцето ще се е затоплило достатъчно, за да започне термоядрена реакция във външните му региони. Радиусът на Слънцето ще се увеличи с около 250 пъти, а светимостта с 2700 пъти - ще има трансформация в червен гигант.

Поради засиления слънчев вятър звездата на този етап ще загуби до една трета от масата си, но ще има време да погълне Меркурий.

След това масата на слънчевото ядро ​​поради изгарянето на водород около него ще се увеличи толкова много, че ще възникне така наречената хелиева светкавица и ще започне термоядреният синтез на хелиевите ядра във въглерод и кислород. Радиусът на звездата ще намалее значително, до 11 стандартни слънчеви.

Слънчева активност / ©NASA/Goddard/SDO

Но вече 100 милиона години по-късно реакцията с хелий ще премине към външните области на звездата и тя отново ще се увеличи до размера, светимостта и радиуса на червен гигант.

Слънчевият вятър на този етап ще стане толкова силен, че ще издуха външните региони на звездата в открития космос и те ще образуват огромна планетарна мъглявина.

И там, където беше Слънцето, ще има бяло джудже с размерите на Земята. Изключително ярка в началото, но с течение на времето става все по-слаба и по-слаба.

Ако някъде във Вселената се натрупа достатъчно материя, тя се свива в плътна буца, в която започва термоядрена реакция. Ето как светят звездите. Първият е пламнал в тъмнината на младата Вселена преди 13,7 милиарда (13,7 * 10 9) години, а нашето Слънце – само преди около 4,5 милиарда години. Животът на звездата и процесите, които се случват в края на този период, зависят от масата на звездата.

Докато термоядрената реакция на превръщане на водород в хелий продължава в звездата, тя е в главната последователност. Времето, което една звезда прекарва в главната последователност, зависи от масата: най-големите и най-тежки бързо достигат стадия на червен гигант и след това напускат главната последователност в резултат на експлозия на свръхнова или образуване на бяло джудже.

Съдбата на великаните

Най-големите и масивни звезди изгарят бързо и експлодират в свръхнови. След експлозия на свръхнова остава неутронна звезда или черна дупка, а около тях има материя, изхвърлена от колосалната енергия на експлозията, която след това се превръща в материал за нови звезди. От най-близките ни звездни съседи такава съдба очаква например Бетелгейзе, но когато избухне, е невъзможно да се изчисли.

Мъглявина, образувана от изхвърлянето на материя от експлозия на свръхнова. В центъра на мъглявината е неутронна звезда.

Неутронната звезда е ужасно физическо явление. Ядрото на експлодираща звезда е компресирано - подобно на газа в двигател с вътрешно горене, само че в много голям и ефективен: топка с диаметър стотици хиляди километри се превръща в топка с диаметър от 10 до 20 километра. Силата на компресия е толкова голяма, че електроните падат върху атомните ядра, образувайки неутрони - оттук и името.

НАСА Неутронна звезда (визия на художника)

Плътността на материята при такова компресиране се увеличава с около 15 порядъка, а температурата се повишава до невъобразимите 10 12 К в центъра на неутронната звезда и 1 000 000 К в периферията. Част от тази енергия се излъчва под формата на фотонно лъчение, а част се отнася от неутриното, което се образува в ядрото на неутронната звезда. Но дори поради много ефективно охлаждане на неутрино, неутронната звезда се охлажда много бавно: отнема 10 16 или дори 10 22 години, за да изчерпи напълно енергията. Трудно е да се каже какво ще остане на мястото на охладена неутронна звезда, но е невъзможно да се наблюдава: светът е твърде млад за това. Има предположение, че на мястото на охладена звезда отново се образува черна дупка.

Черните дупки се създават от гравитационния колапс на много масивни обекти, като например експлозии на свръхнови. Може би след трилиони години охладените неутронни звезди ще се превърнат в черни дупки.

Съдбата на звездите от среден мащаб

Други, по-малко масивни звезди остават на главната последователност по-дълго от най-големите, но когато я напуснат, умират много по-бързо от техните неутронни роднини. Повече от 99% от звездите във Вселената никога няма да експлодират и няма да се превърнат нито в черни дупки, нито в неутронни звезди - техните ядра са твърде малки за подобни космически драми. Вместо това звездите със средна маса се превръщат в червени гиганти в края на живота си, които в зависимост от масата се превръщат в бели джуджета, експлодират, напълно се разсейват или стават неутронни звезди.

Сега белите джуджета съставляват от 3 до 10% от звездното население на Вселената. Тяхната температура е много висока – повече от 20 000 K, повече от три пъти температурата на повърхността на Слънцето – но все пак по-ниска от тази на неутронните звезди, а поради по-ниската температура и по-голямата площ белите джуджета изстиват по-бързо – за 10 14 - 10 15 години. Това означава, че през следващите 10 трилиона години - когато Вселената ще бъде хиляда пъти по-стара, отколкото е сега - във Вселената ще се появи нов тип обект: черно джудже, охлаждащ продукт на бяло джудже.

Засега в космоса няма черни джуджета. Дори най-старите охлаждащи звезди досега са загубили максимум 0,2% от енергията си; за бяло джудже с температура 20 000 K това означава охлаждане до 19 960 K.

За най-малките

Още по-малко се знае какво се случва, когато най-малките звезди, като най-близкия ни съсед, червеното джудже Проксима Кентавър, се охладят, отколкото за свръхновите и черните джуджета. Термоядреният синтез в техните ядра е бавен и те остават на главната последователност по-дълго от останалите - според някои изчисления до 10 12 години, след което вероятно ще продължат живота си като бели джуджета, т.е. блести още 10 14 - 10 15 години преди трансформацията в черно джудже.

Раждането на звезди и цели галактики се случва постоянно, както и тяхната смърт. Изчезването на една звезда компенсира появата на друга, затова ни се струва, че едни и същи звезди са постоянно на небето.

Звездите дължат раждането си на процеса на компресия на междузвездния облак, който се влияе от силен спад на налягането на газа. В зависимост от масата на компресирания газ се променя броят на родените звезди: ако е малък, тогава се ражда едно светило, ако е голям, тогава е възможно образуването на цял клъстер.

Етапи на появата на звезда

Тук е необходимо да се отделят два основни етапа - бързото свиване на протозвездата и бавното. В първия случай гравитацията е отличителна черта: материята на протозвездата пада почти свободно към нейния център. На този етап температурата на газа остава непроменена, продължителността му е около 100 хиляди години и през това време размерът на протозвездата намалява значително.

И ако на първия етап излишната топлина постоянно напускаше, тогава протозвездата става по-плътна. Отвеждането на топлина вече не е толкова високо, газът продължава да се компресира и бързо се нагрява. Бавното свиване на протозвездата продължава още по-дълго - повече от десет милиона години. При достигане на свръхвисока температура (повече от милион градуса), термоядрените реакции оказват влияние, което води до прекратяване на компресията. След това от протозвезда се образува нова звезда.

Жизнен цикъл на звезда

Звездите са като жив организъм: те се раждат, достигат своя връх на развитие и след това умират. Големите промени започват, когато водородът свърши в централната част на звездата. Той започва да изгаря още в черупката, като постепенно увеличава размера си и звездата може да се превърне в червен гигант или дори свръхгигант.

Всички звезди имат напълно различен жизнен цикъл, всичко зависи от масата. Тези, които са тежки, живеят по-дълго и накрая експлодират. Нашето слънце не принадлежи към масивни звезди, следователно небесните тела от този тип чакат другия край: те постепенно избледняват, превръщат се в плътна структура, наречена бяло джудже.

червен гигант

Звездите, които са изразходвали своите запаси от водород, могат да станат огромни. Такива светила се наричат ​​червени гиганти. Тяхната отличителна черта, в допълнение към размера, е разширена атмосфера и много ниска повърхностна температура. Проучванията показват, че не всички звезди преминават през този етап на развитие. Само онези светила със солидна маса стават червени гиганти.

Най-ярките представители са Arcturus и Antares, чиито видими слоеве имат относително ниска температура, а разредената черупка има солидна дължина. Вътре в телата протича процес на запалване на хелий, който се характеризира с липсата на резки колебания в светимостта.

бяло джудже

Звездите с малки размери и маса се превръщат в бяло джудже. Тяхната плътност е изключително висока (около милион пъти по-висока от плътността на водата), поради което веществото на звездата преминава в състояние, наречено "изроден газ". Вътре в бяло джудже не се наблюдават термоядрени реакции и само фактът на охлаждане му дава светлина. Размерът на звездата в това състояние е изключително малък. Например, много бели джуджета са подобни по размер на Земята.