Как и люди, звезды тоже проходят через цикл рождения и смерти. Вот основные этапы жизненного пути этих массивных небесных объектов

реклама

Звезды — это гигантские газовые шары, излучающие свет и тепло. Они состоят в основном из водорода и гелия и могут иметь огромную массу. Например, самая тяжелая звезда, найденная в нашей Вселенной, под названием R136a1, имеет массу в 315 раз больше массы нашего Солнца и светит почти в 9 миллионов раз ярче.

Звезды и туманность. Mode-list/iStock

реклама

Звезды настолько тяжелы, что должны разрушаться под действием силы тяжести, создаваемой их собственным весом, но благодаря реакциям ядерного синтеза, происходящим в их ядрах, огромная сила гравитации уравновешивается сильным теплом и давлением внутри звезды. Этот баланс между гравитацией и давлением газа, возникающим в результате выработки энергии, называется гидростатическим равновесием, и он является саморегулирующимся и тонко настроенным.

Поэтому если скорость образования энергии в ядре уменьшается, то гравитация становится более сильной, и звезда начинает сжиматься, повышая температуру и давление в ядре звезды, что может привести к увеличению генерации энергии и возвращению системы к равновесию. Однако это не означает, что звезды вечны. Подобно человеку, они также проходят через цикл рождения и смерти.

Как рождается звезда?

Межзвездная среда (область между звездами) содержит множество гигантских, диффузных скоплений пыли и газа (в основном водорода и гелия). Эти облака называются туманностями, и они обычно охватывают области, простирающиеся на многие световые годы. Среди известных туманностей — туманность Орла (в которой находятся Столпы Творения), туманность Угольный мешок (темная туманность, видимая невооруженным глазом) и туманность Ориона (также видимая невооруженным глазом).

Source: Pixabay/pexels

Хотя газ и пыль в туманностях рассеяны, в конечном итоге турбулентность приводит к образованию сгустков, называемых узлами, которые под действием гравитации притягивают к себе все больше газа и пыли. Когда масса такого узла достигает достаточного значения, он начинает разрушаться под действием собственной гравитационной силы. Материя внутри узла становится все плотнее и плотнее, а температура материи в центре узла повышается.

Это горячее и плотное ядро становится протозвездой. При наличии достаточного количества материи процесс разрушения будет продолжаться, и ядро протозвезды будет становиться все плотнее и горячее. В конце концов, оно станет настолько горячим и плотным, что водород начнет превращаться в гелий, выделяя большое количество тепла и света. Именно в этот момент рождается новая звезда!

Основной этап — взросление звезды

Процесс разрушения пылевого скопления и формирования звезды может занять миллионы и даже миллиарды лет. Важно также отметить, что не весь материал в сгустке станет частью звезды; оставшийся материал может превратиться в планеты, астероиды или кометы, или вообще остаться в виде пыли.

Когда звезда сформировалась и в ее ядре начинается термоядерный синтез, она больше не разрушается, поскольку энергия, выделяемая в результате реакции ядерного синтеза в ее ядре, вызывает внешнее радиационное давление, которое уравновешивает внутреннее гравитационное притяжение, поддерживая баланс. Стадия, на которой термоядерный синтез стабилизируется, является зрелой фазой формирования звезды и называется главной последовательностью.

Хотя в данном случае мы несколько упростили суть процесса, звездный синтез не является простым слиянием двух атомов водорода с образованием гелия. При высоких давлениях и температурах в ядре звезды электроны отделяются от ядер, оставляя после себя плазму — смесь положительно заряженных ионов и электронов.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Источник: Richard Powell/Wikimedia Commons

Когда сталкиваются два иона водорода, которые представляют собой протоны, они образуют ядро изотопа водорода (дейтерий) и позитроны. А когда два таких ядра дейтерия сливаются, они образуют ядро гелия (He-4). Или же они могут взаимодействовать с другими протонами, образуя другой изотоп гелия (He-3). Затем два ядра He-3 могут слиться и образовать нестабильное ядро бериллия (Be-6), которое распадается на He-4 и два протона. На каждом этапе выделяется энергия.

Выделение энергии, цвет, температура, яркость и продолжительность жизни звезды зависят от количества вещества, задействованного при ее рождении. Цвет звезды намекает на ее температуру и размер (см. диаграмму Герцшпрунга-Рассела выше): красные — самые холодные и маленькие, а синие — самые горячие и большие.

Смерть звезды

Слияние ионов водорода с образованием ядер гелия — это то, что обеспечивает жизненный цикл звезды. Однако звезда имеет ограниченное количество водорода в своем ядре. Как только весь водород в ядре расплавляется, ядерные реакции больше не происходят, и звезда снова начинает разрушаться под действием силы тяжести.

Тем временем избыток водорода, находящийся вне ядра, образует оболочку, и синтез продолжается в этой оболочке. В результате возникает ситуация, когда ядро сжимается под действием гравитации и становится плотнее и горячее, а оболочка расширяется под действием термоядерного синтеза и остывает. Такую большую звезду на последней стадии развития называют «красным гигантом».

В более горячем ядре могут протекать и другие ядерные реакции, в которых используется гелий и образуются более тяжелые элементы, но эти реакции выделяют все меньше и меньше энергии и не могут поддерживать Красного гиганта. В конечном итоге эти реакции создают внешнее давление, которое выталкивает наружу внешние слои звезды. Размер звезды определяет конечную судьбу фазы красного гиганта.

Как только в ядрах звезд малых или средних размеров (примерно в 7 раз больше массы Солнца) иссякает гелий, они сбрасывают внешние слои, образуя облако вещества, называемое планетарной туманностью. Ядро будет продолжать остывать и сжиматься, оставляя после себя небольшой плотный шар, называемый белым карликом. За счет давления электронов, отталкивающихся друг от друга в ядре звезды, белый карлик перестанет разрушаться.

Однако по мере того, как реакции ядерного синтеза постепенно замедлятся и в конце концов прекратятся, белый карлик будет остывать, пока не достигнет той же температуры, что и окружающая его среда. В этот момент он уже станет черным карликом.

Жизненный цикл звезды. Источник: NASA

Если белый карлик находится в бинарной или кратной звездной системе, то он может высасывать часть водорода из внешних слоев другой звезды. Этот водород также начинает расщепляться и высвобождать оставшийся материал. Этот процесс может повторяться многократно. Когда синтез начинается заново, происходит внезапное увеличение яркости, а затем медленное возвращение к исходному состоянию, отсюда и название «новая звезда».

В больших звездах процессы протекают аналогично — когда запасы гелия заканчиваются, ядро сжимается. Однако, если ядро имеет достаточную массу, происходят другие реакции синтеза, пока ядро не заполнится атомами железа. До этого момента выделяемая энергия позволяет звезде бороться с силой гравитации. Однако для синтеза железа с образованием более тяжелых элементов требуется много энергии, поэтому, когда железа накапливается достаточно, звезда больше не выделяет необходимое количество энергии для поддержания равновесия и в итоге проигрывает борьбу с гравитацией.

Поскольку гравитация толкает атомы железа все ближе и ближе друг к другу, ядро сжимается до очень маленьких размеров ( всего несколько миль в диаметре), а температура сильно повышается. В конце концов, сила отталкивания между положительно заряженными ядрами преодолевает силу гравитации, ядро резко расширяется и происходит вспышка сверхновой.

При взрыве сверхновой около 75% массы звезды выбрасывается в космос. В конце концов, пыль и газ из сверхновой под действием гравитации собираются вместе, превращаются в туманность, и процесс повторяется.

Судьба оставшегося ядра зависит от его массы. Если масса остаточного вещества примерно в 1,4-5 раз больше массы нашего Солнца, то оно превратится в нейтронную звезду. Если масса оставшегося вещества больше этой величины, то оно коллапсирует до состояния черной дыры.

Эволю́ция звёзд, изменение внутреннего строения и внешнего вида звёзд с течением времени, вызванное непрерывной потерей энергии, излучаемой в окружающее пространство. Представления о том, как рождаются, живут и умирают звёзды, основаны на сравнении расчётов с наблюдениями большого числа звёзд на разных этапах их эволюции.

Звёзды формируются в межзвёздных газово-пылевых облаках , в которых по тем или иным причинам нарушается равновесие между силами тяготения и газового давления, в результате чего такие облака начинают сжиматься ( коллапсировать ). В процессе коллапса газ облака нагревается и уплотняется, его давление возрастает и начинает тормозить сжатие. Уменьшив за несколько десятков тысяч лет свои размеры в миллионы раз, облако превращается в молодую звезду – объект, в котором тяготение и давление газа уравновешивают друг друга. По закону сохранения момента импульса медленное вращение протозвёздного облака вокруг своей оси ускоряется по мере коллапса. Нарастающие центробежные силы вытягивают облако в направлении, перпендикулярном оси вращения. Если исходный момент облака достаточно велик, то эти силы разрывают облако на несколько частей, каждая из которых продолжает сжиматься, – так образуются двойные и кратные звёзды. В противном случае возникает одиночная молодая звезда, окружённая газово-пылевым протопланетным диском . Светимость молодых звёзд поддерживается их медленным сжатием, при котором работа сил тяготения переходит в теплоту, часть которой излучается с поверхности, а остаток идёт на нагрев внутренних слоёв.

У молодых звёзд массой M ⁣ > ⁣ 0 , ⁣ 08 M ⊙ M!>!0,!08,M_odot M > 0 , 08 M ⊙ ​ (где M ⊙ M_odot M ⊙ ​ – масса Солнца ) температура в центре поднимается выше 3 млн К, и в их недрах начинают идти термоядерные реакции превращения водорода в гелий, мощности которых хватает для поддержания светимости на нужном уровне, и сжатие прекращается – звезда становится «взрослой». У объектов с M ⁣ < ⁣ 0 , ⁣ 08 M ⊙ M!

Стадия горения водорода в центральной области длится около 90 % активной жизни звезды, которая при этом почти не меняет свою светимость и температуру поверхностных слоёв ( эффективную температуру ) T эфф T_ T эфф ​ . Поэтому на диаграмме Герцшпрунга – Рассела большинство наблюдаемых звёзд расположено внутри сравнительно узкой полосы – главной последовательности . Время пребывания звезды на главной последовательности зависит от её массы: у звёзд с M ⁣ = ⁣ 100 M ⊙ M!=!100,M_odot M = 100 M ⊙ ​ это несколько миллионов лет, у звёзд с M ⁣ < ⁣ 0 , ⁣ 5 M ⊙ M!

Когда в центральной области звезды водорода больше не остаётся, он продолжает гореть в тонком слое, окружающем гелиевое ядро . Лишённое источников энергии ядро сжимается и нагревается. У звёзд с M ⁣ < ⁣ 0 , ⁣ 5 M ⊙ M!4 He . Энерговыделение в слоевом источнике затухает, и образуется гелиевый белый карлик , эволюция которого сводится к медленному остыванию.

У звёзд с 0 , ⁣ 5 M ⊙ ⁣ < ⁣ M ⁣ < ⁣ 8 M ⊙ 0,!5,M_odot! 3 4 He → 12 C и кислорода 12 C + 4 H e → ⁣ 16 O C>+→!O> 12 C + 4 He → 16 O . По мере выгорания 4 H e 4 He , которое продолжается около 10 % времени жизни звезды на главной последовательности, светимость звезды растёт, но её радиус и T эфф T_ T эфф ​ меняются немонотонно. Когда 4 H e 4 He в ядре кончается, оно начинает сжиматься, однако вскоре наступает вырождение электронного газа, давление которого останавливает сжатие. В этот момент на диаграмме Герцшпрунга – Рассела звезда находится на т. н. асимптотической ветви гигантов и состоит из углеродно-кислородного (C–O) ядра, над которым находятся два слоевых источника: в нижнем горит 4 H e 4 He , в верхнем – 1 H 1 H . Когда Солнце через 5 млрд лет достигнет этой стадии, его радиус будет близок к радиусу земной орбиты. Горение 4 H e 4 He в слоевом источнике происходит в виде сравнительно коротких вспышек, которые сопровождаются выбросом части внешних слоёв в окружающее пространство. Примерно столько же вещества уносится звёздным ветром в промежутках между вспышками. В результате обнажается горячее ( T эфф ≈ 1 0 5 К ) (T_approx10^ К) ( T эфф ​ ≈ 1 0 5 К ) ядро с M ⁣ ≈ ⁣ 0 , ⁣ 7 M ⊙ M!approx!0,!7,M_odot M ≈ 0 , 7 M ⊙ ​ , излучение которого подсвечивает сброшенную оболочку, что позволяет её наблюдать в течение ∼10 4 лет в виде планетарной туманности . После этого оболочка рассеивается, а ядро превращается в медленно остывающий углеродно-кислородный белый карлик.

Эволюция звёзд с M ⁣ > ⁣ 8 M ⊙ M!>!8,M_odot M > 8 M ⊙ ​ после главной последовательности также сводится к увеличению плотности и температуры газа в центральной области, что приводит к последовательному синтезу всё более тяжёлых химических элементов. В какой-то момент упругость газа в этих областях становится слишком малой, для того чтобы противостоять силам тяготения. В результате ядро звезды коллапсирует, что приводит к термоядерному взрыву, который наблюдается как вспышка сверхновой звезды II типа. В зависимости от массы звезда разлетается либо полностью, либо частично, и тогда её ядро превращается в нейтронную звезду (при M ⁣ < ⁣ 25 M ⊙ M!, O , N e Ne и M g , , Mg , возникающих при горении 12 C . C>. 12 C . У звёзд с 12 M ⊙ ⁣ < ⁣ M ⁣ < ⁣ 100 M ⊙ 12,M_odot!

Перетекание вещества с одной звезды на другую может качественно изменить эволюцию звёзд, входящих в тесные двойные системы . Этим объясняется феномен вспышек катаклизмических переменных звёзд , новых звёзд и сверхновых звёзд типа Ia.

Важный фактор эволюции звёзд – звёздный ветер, который за время жизни может уменьшить массу звезды в несколько раз. Осевое вращение звезды , её магнитное поле и доля химических элементов тяжелее гелия в протозвёздном облаке также влияют на характер эволюции звёзд.

Опубликовано 2 июня 2022 г. в 10:35 (GMT+3). Последнее обновление 2 июня 2022 г. в 10:35 (GMT+3). Связаться с редакцией