Как умирают звезды: Как умирают звезды

Как умирают звезды

Звезды живут довольно долго. Но астрономы то и дело фиксируют «смерть» того или иного светила. Так как и почему эти гигантские объекты заканчивают свое существование?

Никита Шевцев

NASA / ESA

Каждый день в галактике умирает огромное количество звезд. Что с ними случается и почему судьба объектов разного размера так сильно отличается?

Жизненный цикл звезды начинается, когда в ее недрах «загорается» термоядерный синтез. Гравитационное притяжение, создаваемое массой звезды, пытается ее сжать, но энергия, высвобождаемая при термоядерным синтезе, выталкивает вещество наружу, создавая равновесие, которое может сохраняться миллионы или миллиарды лет.

Маленькие звезды живут долго. Из-за их небольшого размера им не нужно много энергии, чтобы уравновесить внутреннее гравитационное притяжение, поэтому они медленно расходуют свои запасы водорода. Атмосферы этих звезд постоянно циркулируют, подавая свежий водород из внешних слоев в ядро, где он «подпитывает» термоядерный синтез. Таким образом, обычный красный карлик будет сжигать водород в своем ядре в течение миллиардов  лет. Когда эти маленькие звезды стареют, они постепенно превращаются в белых карликов.  . 

Если звезда более массивная, то из-за увеличения плотности этих звезд при старении реакции слияния вынуждены происходить в них гораздо быстрее, чтобы поддерживать равновесие с гравитационным сжатием. Несмотря на то, что эти звезды намного тяжелее своих собратьев — красных карликов, — продолжительность их жизни намного меньше: всего через несколько миллионов лет они умирают. Но когда умирают массивные звезды, происходит поистине грандиозное событие. Огромные размеры этих объектов означают, что гравитационного сжатия в их ядрах достаточно, чтобы соединить не только атомы водорода и гелия, но и других элементов. Ближе к концу их жизни этих звезд в их недрах образуется значительная часть таблицы Менделеева.

Процесс заканчивается, как только внутри звезды формируется железное ядро. Гравитационное сжатие так сильно уплотняет материал ядра, что электроны начинают соединяться с протонами, образуя нейтроны. В этом случае объект превращается в нейтронную звезду. Этот нейтронный шар способен — по крайней мере временно —противостоять коллапсу, при помощи взрыва сверхновой. Сверхновая за неделю выделит больше энергии, чем наше Солнце за всю свою 10-миллиардную жизнь.

Хуже всего приходится звездам среднего размера. Они слишком большие, чтобы тихо истлеть и слишком маленькие, чтобы превратиться в сверхновую. В ядре этих звезд образуется шар из кислорода и углерода, которому не хватает энергии для продолжения синтеза. Так что он просто становится все горячее с каждым днем. Остальная часть звезды начинает раздуваться, поглощая окружающие планеты и превращаясь в красного гиганта. Эта фаза нестабильная и звезда в таком случае будет постоянно коллапсировать, пока не освободится от своей внешней оболочки, образовав звездную туманность и белый карлик — холодную и медленно остывающую звезду.

Звезды как люди — рождаются и умирают

Говоря о звездах, люди обычно имеют в виду все светящиеся тела, которые можно увидеть на ночном небе. Многие из них, однако, являются не звездами, а планетами, группами звезд, или просто облаками газа.
Из планируемого цикла о звездах — это первый проект, в котором также исследуются методы сбора и анализа информации.

Звезда
– газовый шар, раскаленный до такой
температуры, что он светится. Температура
звезд колеблется от 2100
0С до 50000
0С. Цвет звезды зависит от ее
температуры. Представьте себе, что кусок
металла нагревают на огне. Сначала
металл становится ярко-красным. Затем
он раскаляется добела. Белые звезды
горячее, чем красные, но самые горячие
звезды голубые.

Изображение 1. Великолепие звезд (снимок сделан оборудованием телескопа Хаббл)

РОЖДЕНИЕ
ЗВЕЗДЫ

Долгие
годы ученые искали ответ на вопрос о
том, как рождаются звезды. Звезды бывают
разных размеров. Продолжительность
жизни звезды, яркость и др. характеристики
зависят от ее величины. Звезды рождаются
из облаков космического газа и пыли.

Облака
газа и пыли в некоторых туманностях
кружатся, постепенно сближаются и
образуют группы, которые со временем
становятся все больше и больше. В конце
концов, что-то заставляет эти новые
облака сжиматься.

Астрономы
полагают, что это случается, когда облака
проходят через ветви спиральной
галактики. По другой версии, сжатие
облаков вызывается ударной волной от
взорвавшейся где-то звезды.

По
мере сжатия облака температура внутри
него повышается и газ нагревается,
начиная излучать инфракрасные лучи .

На
этой стадии звезда называется
ПРОТОЗВЕЗДОЙ.

Изображение 2. Компьютерная модель протозвезды (исходный материал предоставлен космической обсерваторией телескопа Хаббл)

После
десятков тысяч лет сжатия внутри облака
образуется горячее ядро. Температура
внутри ядра повышается, пока не начинаются
процессы термоядерных реакций, при
этом протозвезда превращается в
обычную звезду , излучающую
свет.

ЖИЗНЬ
ЗВЕЗДЫ

Сначала
большинство новых звезд горят очень
ярко и выглядят голубыми или белыми. В
таком состоянии они существуют миллионы
лет. Когда звезда стареет, она сияет
менее ярко, но более равномерно.

Продолжительность
жизни звезд различна. У звезд, подобных
нашему Солнцу, продолжительность жизни
составляет примерно 10 млрд.лет. Звезды,
которые размером меньше Солнца, называются
карликовыми. Звезды крупнее
нашего Солнца называются
звездами-гигантами.
А самые большие —
звезды-супергиганты.
Их продолжительность жизни для звезд
коротка — всего несколько миллионов
лет.

Изображение 3. Сравнительная характеристика размеров звезд (компьютерная модель)

СМЕРТЬ
ЗВЕЗДЫ

В
конечном итоге запас газа когда-нибудь
заканчивается и звезда умирает. Умирая,
звезда размером с наше Солнце увеличивается
в объеме и краснеет. На этой стадии
ученые ее называют
красной
звездой-гигантом
.

Изображение 4. Сравнительная характеристика красного гиганта по отношению к Солнцу (компьютерная модель предоставлена информационным порталом radiosai).

Внешние
слои газа постепенно отрываются от
звезды и уходят в космос. Остается лишь
маленькая, почти мертвая звезда, которую
называю
белой карликовой звездой.

Изображение 5. Белый карлик (снимок взят с официального сайта телескопа Хаббл).

Размер
ее близок к размеру планеты, но она на
удивление плотная и тяжелая. Как правило,
белый карлик все больше и больше
охлаждается и затем исчезает.

Хаббл пересмотрел свои иконические «Столбы Создания» — изображение с этим более острым и более широким представлением о столбах в Орлиной Туманности. Высокие столбы составляют приблизительно 5 высоких световых лет, купаемых в горячем ультрафиолетовом свете от группы молодых, крупных звезд, расположенных от вершины изображения. Звезды рождаются глубоко в столбах, которые сделаны из холодного водородного газа, пропитанного пылью. Новое/пересмотренное изображение — на картинке проекта.

официальный сайт телескопа Хаббл

Изображение 6. Фотография Столбов Создания в Орлиной туманности до пересмотра, после пересмотра — в картинке проекта (оригинальное изображение с портала космической обсерватории телескопа Хаббл).

Keywords:космос, звезды, телескоп Хаббл, Столпы Создания, красный гигант, Солнце, вселенная, галактика, туманность, Орлиная туманность, белый карлик, протозвезда

Взрывной конец умирающей звезды, замеченный астрономами

Как и живые существа, звезды в конце концов достигают конца своей жизни. А самые массивные звезды умирают, взрываясь как сверхновые. Теперь астрономы впервые получили изображения последних мгновений массивной красной сверхгигантской звезды, прежде чем она стала сверхновой. Астрономы поймали взрывной конец умирающей звезды в ходе своей исследовательской программы под названием «Эксперимент с молодой сверхновой». Они наблюдали за звездой в течение ее последних 130 дней. Звезда-гигант (а точнее было ), расположенной в галактике NGC 5731, примерно в 120 миллионах световых лет от нас. Эти астрономы назвали свои наблюдения «прорывом».

Астроном Винн Якобсон-Галан из Калифорнийского университета в Беркли, ведущий автор исследования этой звезды, сказал в заявлении:

Это прорыв в нашем понимании того, что массивные звезды делают за мгновение до своей смерти. Прямое обнаружение предсверхновой активности в красной сверхгигантской звезде никогда ранее не наблюдалось в обычной сверхновой типа II. Впервые мы наблюдали взрыв красной звезды-сверхгиганта!

Якобсон-Галан и его коллеги использовали две разные обсерватории на Гавайях, Pan-STARRS и обсерваторию WM Keck, для получения своих наблюдений. Они опубликовали свои рецензируемые выводы 6 января 2022 года в The Astrophysical Journal .

Говорят, что конец звезды был отчасти просто удачным моментом.

Лунные календари на 2022 год здесь. Несколько осталось. Закажи себе, пока они не закончились!

Представление художника о красной звезде-сверхгиганте, такой как SN 2020tlf, непосредственно перед тем, как она взорвется как сверхновая. Астрономы впервые стали свидетелями взрыва умирающей звезды. Изображение предоставлено обсерваторией WM Keck/Adam Makarenko.

Наблюдение за взрывом умирающей звезды

Примечательно, что это первый случай, когда спектр — радужный массив звездного света, разделенный на составляющие его цвета — был получен от сверхновой в момент ее возникновения. Телескоп Pan-STAARS получил первые данные об этой звезде летом 2020 года. К следующей осени звезда прошла бум . К счастью, исследователи смогли получить спектр взрыва, который теперь называется supernova 2020tlf , он же SN 2020tlf 9. 0006 .

Результаты показали наличие плотного околозвездного материала вокруг звезды. Считается, что это тот же газообразный материал, который Pan-STARRS выбрасывал с силой несколькими месяцами ранее.

По словам старшего автора Раффаэллы Маргутти из Калифорнийского университета в Беркли:

Это все равно, что смотреть на бомбу замедленного действия. Мы никогда не подтверждали такую ​​бурную активность в умирающей красной сверхгигантской звезде, когда мы видим, что она производит такое яркое излучение, а затем коллапсирует и сгорает, до сих пор.

Винн Джейкобсон-Галан из Калифорнийского университета в Беркли возглавила новое исследование красного сверхгиганта и сверхновой SN 2020tlf. Изображение предоставлено Винн Джейкобсон-Галан.

Новое понимание последних мгновений жизни красных сверхгигантов

Событие дает ценную новую информацию о том, как возникают сверхновые звезды, а также некоторые сюрпризы. Раньше ученые думали, что красные сверхгиганты, как правило, ведут себя довольно тихо перед тем, как взорваться. Однако в случае SN 2020tlf звезда была , а не , поэтому она тихая. Было обнаружено яркое интенсивное излучение звезды в последний год перед вспышкой сверхновой.

Это свидетельствует о существенных изменениях внутреннего строения по крайней мере некоторых подобных звезд. Массивный выброс газообразного материала происходит непосредственно перед взрывом и самим коллапсом.

Pan-STARRS на Халеакала, Мауи, был одним из телескопов, использовавшихся для наблюдения за взрывом SN 2020tlf. Изображение предоставлено Научным институтом космического телескопа (STScI).

Следуйте за световым излучением

Как вы, наверное, слышали, поговорка «следуй за водой» часто используется в отношении поиска жизни в другом месте. Теперь, в случае идентификации красных сверхгигантов, которые вот-вот взорвутся, поговорка может быть больше похожа на «следуй за световым излучением». Если результаты этих наблюдений удастся экстраполировать на другие красные сверхгиганты, то такое излучение может быть сигналом надвигающейся сверхновой.

В целом, результаты исследования SN 2020tlf дадут ценные сведения о том, как гигантские звезды ведут себя в последние моменты своей жизни. Якобсон-Галан сказал:

Я очень взволнован всеми новыми «неизвестными», которые открыло это открытие. Обнаружение большего количества событий, таких как SN 2020tlf, кардинально повлияет на то, как мы определяем последние месяцы звездной эволюции, объединяя наблюдателей и теоретиков в стремлении разгадать тайну того, как массивные звезды проводят последние моменты своей жизни.

Итог: Впервые взрывающийся конец умирающей звезды был пойман так, как это произошло. Два телескопа на Гавайях наблюдали за звездой последние 130 дней до того, как она станет сверхновой.

Источник: Последние мгновения. I. Предшествующее излучение, расширение оболочки и повышенная потеря массы, предшествующие светящейся сверхновой II типа 2020tlf

Через обсерваторию В. М. Кека

Пол Скотт Андерсон

Просмотр статей

Об авторе:

Пол Андерсон страстно любил Пола Андерсона исследование космоса, которое началось, когда он был ребенком, когда смотрел «Космос» Карла Сагана. В школе он был известен своей страстью к исследованию космоса и астрономии. В 2005 году он начал свой блог The Meridiani Journal, который представлял собой хронику исследования планет. В 2015 году блог был переименован в Planetaria. Хотя он интересуется всеми аспектами освоения космоса, его главной страстью является планетарная наука. В 2011 году он начал писать о космосе на фрилансе, а сейчас пишет для AmericaSpace и Futurism (часть Vocal). Он также писал для Universe Today и SpaceFlight Insider, публиковался в The Mars Quarterly и писал дополнительные статьи для известного iOS-приложения Exoplanet для iPhone и iPad.

Сверхновая, Гиперновая или прямой коллапс?

Сотрудничество НАСА, ЕКА и Центра наследия Хаббла (STScI/AURA)-ESA/Hubble. Благодарности: Роберт А. Фесен (Дартмутский колледж, США) и Джеймс Лонг (ЕКА/Хаббл)

Создайте достаточно массивную звезду, которая не погаснет со скулением, как наше Солнце, и будет ровно гореть миллиарды лет. миллиарды лет, прежде чем превратиться в белого карлика. Вместо этого ее ядро ​​разрушится, что приведет к безудержной термоядерной реакции, которая разнесет внешние части звезды на части во время взрыва сверхновой, в то время как внутренняя часть коллапсирует либо в нейтронную звезду, либо в черную дыру. По крайней мере, таково общепринятое мнение. Но если ваша звезда достаточно массивна, вы можете вообще не получить сверхновую. Другая возможность — прямой коллапс, когда вся звезда просто исчезает и образует черную дыру. Еще одна, известная как гиперновая, обладает гораздо большей энергией и яркостью, чем сверхновая, и не оставляет после себя никаких остатков ядра. Как закончат свою жизнь самые массивные звезды из всех? Вот что наука говорит до сих пор.

Рентген: NASA/CXC/MIT/L.Lopez et al.; Инфракрасный: Паломар; Радио: NSF/NRAO/VLA

Каждая звезда, когда она впервые рождается, превращает водород в гелий в своем ядре. Солнечные звезды, красные карлики, которые всего в несколько раз больше Юпитера, и сверхмассивные звезды, которые в десятки или сотни раз массивнее нашей, — все они подвергаются этой ядерной реакции первой стадии. Чем массивнее звезда, тем выше температура ее ядра и тем быстрее она сжигает свое ядерное топливо. Когда в ядре звезды заканчивается водород для плавления, оно сжимается и нагревается, где — если оно становится достаточно горячим и плотным — оно может начать синтезировать еще более тяжелые элементы. Звезды, подобные Солнцу, станут достаточно горячими, как только завершится горение водорода, чтобы превратить гелий в углерод, но это конец пути на Солнце. Вам нужна звезда примерно в восемь (или более) раз массивнее нашего Солнца, чтобы перейти к следующему этапу: синтезу углерода.

Архив наследия Хаббла / А. Моффат / Джуди Шмиди

Если ваша звезда настолько массивна, вам суждено увидеть настоящий космический фейерверк. В отличие от звезд, подобных Солнцу, которые мягко сбрасывают свои внешние слои в планетарной туманности и сжимаются до (богатого углеродом и кислородом) белого карлика, или красных карликов, которые никогда не достигают горения гелия и просто сжимаются до (на основе гелия) белый карлик, самые массивные звезды обречены на катаклизмы. Чаще всего, особенно в конце спектра с меньшей массой (около 20 солнечных масс и менее), температура ядра продолжает расти по мере того, как термоядерный синтез переходит на более тяжелые элементы: от углерода к кислороду и/или сжиганию неона, а затем вверх периодической таблицы к горению магния, кремния и серы, которое завершается образованием ядра из железа, кобальта и никеля. Поскольку синтез этих элементов будет стоить больше энергии, чем вы получите, именно здесь взрывается ядро, и отсюда вы получаете сверхновую с коллапсом ядра.

Николь Рейджер Фуллер для NSF

Это блестящий, захватывающий конец для многих массивных звезд в нашей Вселенной. Из всех звезд, созданных в этой Вселенной, менее 1% достаточно массивны, чтобы достичь такой судьбы. По мере того, как вы приближаетесь к все более и более высоким массам, становится все реже и реже иметь звезду такого размера. Где-то около 80% звезд во Вселенной являются красными карликами: только 40% массы Солнца или меньше. Само Солнце массивнее примерно 95% звезд во Вселенной. Ночное небо полно исключительно ярких звезд: их легче всего увидеть человеческому глазу. Однако за пределами нижнего предела для сверхновых есть звезды, масса которых во много десятков и даже сотен раз превышает массу нашего Солнца. Они редки, но космически чрезвычайно важны. Причина в том, что сверхновые — не единственный способ существования этих массивных звезд.

Т.А. Ректор/Университет Аляски Анкоридж, Х. Швейкер/WIYN и NOAO/AURA/NSF

Во-первых, многие массивные звезды имеют выбросы и выбросы. Со временем, когда они приближаются либо к концу своей жизни, либо к концу определенного этапа синтеза, что-то заставляет ядро ​​ненадолго сжаться, что, в свою очередь, заставляет его нагреваться. Когда ядро ​​становится горячее, скорость всех типов ядерного синтеза увеличивается, что приводит к быстрому увеличению энергии, создаваемой в ядре звезды. Это увеличение энергии может сдуть большое количество массы, создавая событие, известное как самозванец сверхновой: ярче, чем любая нормальная звезда, что приводит к потере материала на десятки солнечных масс. Звезда Эта Киля (внизу) стала самозванкой сверхновой в 19 веке.го века, но внутри созданной им туманности она все еще сгорает, ожидая своей окончательной участи.

Натан Смит (Калифорнийский университет, Беркли) и НАСА

Так какой же будет судьба звезды, которая в 20 раз массивнее нашего Солнца? Ну, есть три возможности, и мы не совсем уверены, какие условия могут привести к каждой из них. Одна из них — сверхновая, которую мы уже обсуждали. Любая сверхмассивная звезда, которая теряет достаточное количество «вещества», из которого она состоит, может легко превратиться в сверхновую, если общая структура звезды внезапно попадет в нужный диапазон масс. Но есть два других диапазона масс — и опять же, мы не уверены, каковы точные числа — которые допускают два других результата. Оба они должны существовать; они уже были замечены.

НАСА/ЕКА/К. Кочанек (OSU)

Черные дыры прямого коллапса . Когда звезда становится сверхновой, ее ядро ​​взрывается и может превратиться либо в нейтронную звезду, либо в черную дыру, в зависимости от массы. Но только в прошлом году астрономы впервые наблюдали исчезновение звезды массой 25 солнечных. Звезды не исчезают без видимых признаков, но тому, что могло произойти, есть физическое объяснение: ядро ​​звезды перестало производить достаточное радиационное давление, чтобы уравновесить внутреннее притяжение гравитации. Если центральная область становится достаточно плотной, другими словами, если достаточное количество массы сжимается внутри достаточно небольшого объема, вы формируете горизонт событий и создаете черную дыру. И если вы сделаете черную дыру, все остальное может быть втянуто внутрь.

Обзор ESO/VST

Предполагалось, что прямой коллапс возможен для очень массивных звезд с массой более 200-250 масс Солнца. Но недавнее исчезновение звезды с такой малой массой поставило все это под сомнение. Возможно, мы не понимаем внутреннюю часть звездных ядер так хорошо, как мы думаем, и, возможно, у звезды есть несколько способов просто полностью взорваться и исчезнуть, не выбросив сколько-нибудь заметного количества материи. Если это так, то образование черных дыр путем прямого коллапса может быть гораздо более распространенным явлением, чем мы ожидали ранее, и может быть очень удобным способом для Вселенной создать свои сверхмассивные черные дыры с очень ранних времен. Но есть еще один результат, который идет в совершенно противоположном направлении: устраивают световое шоу, гораздо более зрелищное, чем может предложить сверхновая звезда.

NASA/Skyworks Digital

Взрывы Hypernova . Эти события, также известные как сверхсветящиеся сверхновые, намного ярче и имеют совсем другие кривые блеска (характер увеличения и уменьшения яркости), чем любая другая сверхновая. Их ведущее объяснение известно как механизм парной нестабильности. Когда вы сжимаете большую массу — от сотен тысяч до многих миллионов раз больше массы всей нашей планеты — в небольшой объем, она выделяет огромное количество энергии. Теоретически, если бы мы сделали звезду достаточно массивной, примерно в 100 раз массивнее Солнца, испускаемая ею энергия была бы настолько велика, что отдельные фотоны могли бы разделиться на пары электронов и позитронов. Вы знаете электроны, но позитроны — антивещественные аналоги электронов, и они очень особенные.

НАСА/CXC/M. Weiss

Когда позитронов существует большое количество, они неизбежно сталкиваются с любыми электронами. Это столкновение приводит к аннигиляции обоих, производя два фотона гамма-излучения очень специфической высокой энергии. Если скорость производства позитронов (и, следовательно, гамма-лучей) достаточно низка, ядро ​​звезды остается стабильным. Но если скорость производства гамма-излучения достаточно высока, все эти избыточные фотоны с энергией 511 кэВ будут нагревать ядро. Другими словами, если вы начнете производить эти электрон-позитронные пары с определенной скоростью, но ваше ядро ​​разрушается, вы начнете производить их все быстрее и быстрее… продолжая нагревать ядро! И вы не можете делать это бесконечно; в конечном итоге это вызывает самый впечатляющий взрыв сверхновой из всех: сверхновую с парной нестабильностью, когда вся звезда массой более 100 солнечных разлетается на части!

Это означает, что сверхмассивная звезда может иметь четыре возможных исхода:

  • нейтронная звезда и газ из остатка сверхновой, из маломассивной сверхновой,
  • черная дыра и газ от остатка сверхновой, от сверхновой с большей массой,
  • очень массивная черная дыра без остатка от прямого коллапса массивной звезды,
  • или только газ от остатка, от взрыва гиперновой.

NASA/CXC/M.Weiss; Рентген: NASA/CXC/GSFC/U.Hwang & J.Laming

Когда мы видим очень массивную звезду, возникает соблазн предположить, что она станет сверхновой, а черная дыра или нейтронная звезда останется.