Как умирают звёзды. Часть 1: Смерть. Как умирают звезды
Как умирают звёзды – Журнал "Все о Космосе"
👁 1 764
Нам выпало жить в молодой Вселенной, полной молодых звёзд. Всем им предстоит пройти несколько этапов звёздной эволюции — сжечь водород в своих недрах и взорваться или медленно остыть. Когда мир станет в тысячу раз старше, чем сейчас, на месте когда-то ярких светил появятся загадочные чёрные карлики или чёрные дыры, а некоторым звёздам суждено просто рассеяться в космической пустоте.
Если где-то во Вселенной накапливается достаточно вещества, оно сжимается в плотный комок, в котором начинается термоядерная реакция. Так зажигаются звёзды. Первые вспыхнули во тьме юной Вселенной 13,7 миллиардов (13,7*109) лет назад, а наше Солнце — всего каких-то 4,5 миллиарда лет назад. Срок жизни звезды и процессы, происходящие в конце этого срока, зависят от массы звезды.
Пока в звезде продолжается термоядерная реакция превращения водорода в гелий, она находится на главной последовательности. Время нахождения звезды на главной последовательности зависит от массы: самые большие и тяжёлые быстро доходят до стадии красного гиганта, а затем сходят с главной последовательности в результате взрыва сверхновой или образования белого карлика.
Судьба гигантов
Самые большие и массивные звёзды сгорают быстро и взрываются сверхновыми. После взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра, а вокруг них — материя, выброшенная колоссальной энергией взрыва, которая после становится материалом для новых звёзд. Из наших ближайших звёздных соседей такая судьба ждёт, например, Бетельгейзе, однако когда она взорвётся, подсчитать невозможно.
Нейтронная звезда — это страшный физический феномен. Ядро взорвавшейся звезды сжимается — примерно так же, как газ в двигателе внутреннего сгорания, только в очень большом и эффективном: шар диаметром в сотни тысяч километров превращается в шарик от 10 до 20 километров в поперечнике. Сила сжатия так велика, что электроны падают на атомные ядра, образуя нейтроны — отсюда название.
Плотность материи при таком сжатии вырастает примерно на 15 порядков, а температура поднимается до непредставимых 1012 К в центре нейтронной звезды и 1 000 000 К на периферии. Часть этой энергии излучается в форме фотонного излучения, часть уносят с собой нейтрино, образующииеся в ядре нейтронной звезды. Но даже за счёт очень эффективного нейтринного охлаждения нейтронная звезда остывает очень медленно: для полного исчерпания энергии требуется 1016 или даже 1022 лет. Что останется на месте остывшей нейтронной звезды, сказать сложно, а пронаблюдать — невозможно: мир слишком для этого слишком молод. Существует предположение о том, что на месте остывшей звезды опять-таки образуется чёрная дыра.
Участь звёзд средних масштабов
Другие, менее массивные звёзды дольше, чем самые большие, остаются на главной последовательности, зато, сойдя с неё, умирают гораздо быстрее, чем их нейтронные родственники. Больше 99% звёзд во Вселенной никогда взорвутся и не превратятся ни в черные дыры, ни в нейтронные звёзды — их ядра слишком малы для таких космических драм. Вместо этого звёзды средней массы в конце жизни превращаются в красные гиганты, которые, в зависимости от массы, превращаются в белые карлики, взрываются, полностью рассеиваясь, или становятся нейтронными звёздами.
Белые карлики составляют сейчас от 3 до 10% звёздного населения Вселенной. Их температура очень велика — более 20 000 К, более чем втрое больше, чем температура поверхности Солнца — но всё-таки меньше, чем у нейтронных звёзд, и благодаря более низкой температуре и большей площади белые карлики остывают быстрее — за 1014 — 1015 лет. Это означает, что в ближайшие 10 триллионов лет — когда Вселенная станет в тысячу раз старше, чем сейчас, — во вселенной появится новый тип объекта: чёрный карлик, продукт остывания белого карлика.
Пока черных карликов в космосе нет. Даже самые старые остывающие звёзды на сегодняшний день потеряли максимум 0,2% своей энергии; для белого карлика с температурой в 20 000 К это означает остывание до 19 960 K.
Для самых маленьких
О том, что происходит, когда остывают самые маленькие звёзды — такие, как наш ближайший сосед, красный карлик Проксима Центавра, науке известно ещё меньше, чем о сверхновых и чёрных карликах. Термоядерный синтез в их ядрах идёт медленно, и на главной последовательности они остаются дольше остальных — по некоторым расчётам, до 1012 лет, а после, предположительно, продолжат жизнь как белые карлики, то есть будут сиять еще 1014 — 1015 лет до превращения в чёрный карлик.По материалам Популярная Механика
Журнал "Все о Космосе" рекомендует:
aboutspacejornal.net
Как умирают звёзды | Журнал Популярная Механика
Нам выпало жить в молодой Вселенной, полной молодых звёзд. Всем им предстоит пройти несколько этапов звёздной эволюции — сжечь водород в своих недрах и взорваться или медленно остыть. Когда мир станет в тысячу раз старше, чем сейчас, на месте когда-то ярких светил появятся загадочные чёрные карлики или чёрные дыры, а некоторым звёздам суждено просто рассеяться в космической пустоте.
Если где-то во Вселенной накапливается достаточно вещества, оно сжимается в плотный комок, в котором начинается термоядерная реакция. Так зажигаются звёзды. Первые вспыхнули во тьме юной Вселенной 13,7 миллиардов (13,7*109) лет назад, а наше Солнце — всего каких-то 4,5 миллиарда лет назад. Срок жизни звезды и процессы, происходящие в конце этого срока, зависят от массы звезды.
Пока в звезде продолжается термоядерная реакция превращения водорода в гелий, она находится на главной последовательности. Время нахождения звезды на главной последовательности зависит от массы: самые большие и тяжёлые быстро доходят до стадии красного гиганта, а затем сходят с главной последовательности в результате взрыва сверхновой или образования белого карлика.
Судьба гигантов
Самые большие и массивные звёзды сгорают быстро и взрываются сверхновыми. После взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра, а вокруг них — материя, выброшенная колоссальной энергией взрыва, которая после становится материалом для новых звёзд. Из наших ближайших звёздных соседей такая судьба ждёт, например, Бетельгейзе, однако когда она взорвётся, подсчитать невозможно.
Туманность, образовавшаяся в результате выброса материи при взрыве сверхновой. В центре туманности — нейтронная звезда.
Нейтронная звезда — это страшный физический феномен. Ядро взорвавшейся звезды сжимается — примерно так же, как газ в двигателе внутреннего сгорания, только в очень большом и эффективном: шар диаметром в сотни тысяч километров превращается в шарик от 10 до 20 километров в поперечнике. Сила сжатия так велика, что электроны падают на атомные ядра, образуя нейтроны — отсюда название.
Плотность материи при таком сжатии вырастает примерно на 15 порядков, а температура поднимается до непредставимых 1012 К в центре нейтронной звезды и 1 000 000 К на периферии. Часть этой энергии излучается в форме фотонного излучения, часть уносят с собой нейтрино, образующииеся в ядре нейтронной звезды. Но даже за счёт очень эффективного нейтринного охлаждения нейтронная звезда остывает очень медленно: для полного исчерпания энергии требуется 1016 или даже 1022 лет. Что останется на месте остывшей нейтронной звезды, сказать сложно, а пронаблюдать — невозможно: мир слишком для этого слишком молод. Существует предположение о том, что на месте остывшей звезды опять-таки образуется чёрная дыра.
Черные дыры возникают в результате гравитационного коллапса очень массивных объектов — например, при взрывах сверхновых. Возможно, через триллионы лет в чёрные дыры превратятся остывшие нейтронные звёзды.
Участь звёзд средних масштабов
Другие, менее массивные звёзды дольше, чем самые большие, остаются на главной последовательности, зато, сойдя с неё, умирают гораздо быстрее, чем их нейтронные родственники. Больше 99% звёзд во Вселенной никогда взорвутся и не превратятся ни в черные дыры, ни в нейтронные звёзды — их ядра слишком малы для таких космических драм. Вместо этого звёзды средней массы в конце жизни превращаются в красные гиганты, которые, в зависимости от массы, превращаются в белые карлики, взрываются, полностью рассеиваясь, или становятся нейтронными звёздами.
Белые карлики составляют сейчас от 3 до 10% звёздного населения Вселенной. Их температура очень велика — более 20 000 К, более чем втрое больше, чем температура поверхности Солнца — но всё-таки меньше, чем у нейтронных звёзд, и благодаря более низкой температуре и большей площади белые карлики остывают быстрее — за 1014 — 1015 лет. Это означает, что в ближайшие 10 триллионов лет — когда Вселенная станет в тысячу раз старше, чем сейчас, — во вселенной появится новый тип объекта: чёрный карлик, продукт остывания белого карлика.
Пока черных карликов в космосе нет. Даже самые старые остывающие звёзды на сегодняшний день потеряли максимум 0,2% своей энергии; для белого карлика с температурой в 20 000 К это означает остывание до 19 960 K.
Для самых маленьких
О том, что происходит, когда остывают самые маленькие звёзды — такие, как наш ближайший сосед, красный карлик Проксима Центавра, науке известно ещё меньше, чем о сверхновых и чёрных карликах. Термоядерный синтез в их ядрах идёт медленно, и на главной последовательности они остаются дольше остальных — по некоторым расчётам, до 1012 лет, а после, предположительно, продолжат жизнь как белые карлики, то есть будут сиять еще 1014 — 1015 лет до превращения в чёрный карлик.
www.popmech.ru
Как умирают и рождаются звезды
Экология жизни. Сколько времени нужно звездам, чтобы остыть после того, как они исчерпают свое ядерное топливо? Когда появятся какие-нибудь «черные» карлики? Существуют ли они сегодня? Эти вопросы хотя бы раз в жизни приходят в голову каждому человеку. Давайте начнем с разговора о жизни звезд и пройдем весь путь от их рождения к смерти.
Сколько времени нужно звездам, чтобы остыть после того, как они исчерпают свое ядерное топливо? Когда появятся какие-нибудь «черные» карлики? Существуют ли они сегодня? Эти вопросы хотя бы раз в жизни приходят в голову каждому человеку. Давайте начнем с разговора о жизни звезд и пройдем весь путь от их рождения к смерти.
Когда облако молекулярного газа коллапсирует под действием собственной силы тяжести, всегда есть несколько регионов, которые начинают с чуть большей плотности, чем другие. Каждая точка в этой материи изо всех сил пытается притянуть больше другой материи к себе, но эти регионы сверхплотности притягивают материю чуть эффективней других.
Поскольку гравитационный коллапс — это протекающий процесс, чем больше материи вы привлекаете, тем быстрее дополнительная материя стремится к вам. Хотя могут потребоваться миллионы или даже десятки миллионов лет, чтобы молекулярное облако перешло от большого диффузного состояния в относительно сжатое, процесс перехода от состояния плотно сжатого газа к новому скоплению звезд — когда в самых плотных регионах начинается ядерный синтез — занимает всего несколько сотен тысяч лет.
При создании нового скопления (кластера) звезд, проще всего заметить сначала самые яркие, они же более массивные. Эти яркие, голубые, горячие звезды в сотни раз превышают Солнце по массе и в миллионы — по светимости. Но несмотря на то, что эти звезды впечатляют пуще остальных, их также очень мало, меньше 1% от всех известных полноценных звезд, и живут они тоже недолго, так как их ядерное топливо выгорает за 1-2 миллиона лет.
Когда у этих ярчайших звезд заканчивается топливо, они умирают в красочном взрыве сверхновой II типа. Когда это происходит, внутреннее ядро взрывается, коллапсирует до нейтронной звезды (для ядер с низкой массой) или даже до черной дыры (для ядер высокой массы), в то время как внешние слои выходят обратно в межзвездную среду. Там эти газы будут вносить свой вклад в будущие поколения звезд, предоставляя им тяжелые элементы, необходимые для создания твердотельных планет, органических молекул и, в редких случаях, жизни.
Черные дыры по определению сразу становятся черными. В отличие от аккреционного диска, их окружающего, и чрезвычайно низкотемпературного излучения Хокинга, вытекающего с горизонта событий, черные дыры практически сразу после коллапса ядра становятся сущей тьмой.
А вот с нейтронными звездами другая история.
Видите ли, нейтронная звезда забирает всю энергию в ядре звезды и коллапсирует чрезвычайно быстро. Когда вы что-то берете и быстро это сжимаете, вы вызываете внезапный рост температуры: так работает поршень дизельного двигателя. Коллапс звездного ядра до нейтронной звезды может быть самым мощным примером быстрого сжатия. За секунды-минуты ядро из железа, никеля, кобальта, кремния и серы на много сотен или тысяч километров в диаметре коллапсирует до шарика диаметром порядка 16 километров. Его плотность вырастает в квадриллион раз (10^15), температура тоже существенно повышается: до 10^12 градусов у ядра и до 10^6 градусов на поверхности.
И вот в чем проблема.
Когда вся эта энергия заключена в коллапсирующей звезде вроде этой, ее поверхность становится настолько горячей, что светится только голубовато-белым цветом в видимой части спектра, однако большую часть ее энергии не видно даже в ультрафиолете: это рентгеновская энергия. В этом объекте хранится чрезвычайно много энергии, но единственный способ выпустить ее во Вселенной — через поверхность, а площадь поверхности мала.
Большой вопрос, конечно, в том, как долго понадобится нейтронной звезде, чтобы остыть. Ответ зависит от аспекта физики, который плохо понятен в случае нейтронных звезд: нейтринное охлаждение. Видите ли, хотя фотоны (излучение) обычно улавливаются нормальной барионной материей, нейтрино при генерации могут проходить через всю нейтронную звезду нетронутыми. В лучшем случае нейтронные звезды могут остыть через 10^16 лет, что «всего» в миллионы раз больше возраста Вселенной. В худшем случае потребуется от 10^20 до 10^22 лет, а значит, придется подождать.
Есть и другие звезды, которые погаснут быстрее.
Видите ли, подавляющее большинство звезд — оставшиеся 99% — не становятся сверхновыми, а в процессе своей жизни медленно усыхают до белых карликовых звезд. «Медленно» в нашем случае — это только по сравнению со сверхновыми: потребуются десятки или тысячи лет, а не секунды-минуты, но это достаточно быстро, чтобы уловить почти все тепло звезды в ядре. Разница в том, что вместо того, чтобы улавливать ее в сфере диаметром 15 километров или около того, это тепло будет сосредоточено в объекте размером с Землю, в тысячу раз больше нейтронной звезды.
Это означает, что хотя температура таких белых карликов может быть очень высокой — более 20 000 градусов, в три раза горячее нашего Солнца — остывают они намного быстрее, чем нейтронные звезды.
В белых карликах нейтрино утекают незначительно, а это значит, что излучение с поверхности будет единственным важным эффектом. Когда мы рассчитываем, как быстро может улетучиться тепло, это приводит нас к срокам охлаждения белого карлика в 10^14 или 10^15 лет. После этого карлик остынет до температуры чуть выше абсолютного нуля.
Это означает, что через 10 триллионов нет (что в 1000 раз дольше времени существующей Вселенной) поверхность белого карлика остынет до температуры, которую уже будет не разглядеть в видимом световом режиме. И когда это время пройдет, во Вселенной появится совершенно новый тип объекта: черная карликовая звезда.
Так что пока во Вселенной черных карликов нет, она слишком молода для этого. Более того, самые холодные белые карлики, по нашим лучшим оценкам, потеряли меньше 0,2% от их полного тепла с момента создания. А для белого карлика температурой в 20 000 градусов это будет означать падение температуры до 19 960 градусов, то есть незначительное.
Забавно представлять нашу Вселенную, наполненную звездами, которые объединены галактиками, разделенными гигантскими расстояниями. К тому времени, когда появится первый черный карлик, наша местная группа сольется в одну галактику, большая часть звезд выгорит, останутся лишь маломассивные красные и тусклые звезды.
Кроме того, каждая другая галактика за пределами нашей собственной навсегда исчезнет из зоны нашей досягаемости, благодаря темной энергии. Шансы на появление жизни в нашей Вселенной будут уменьшаться, а трупики звезд будут выбрасываться из нашей галактики вследствие гравитационных взаимодействий быстрее, чем будут образовываться новые.
И все же среди этого всего родится новый объект, которого пока наша Вселенная не знала. Даже если мы никогда не увидим его, мы знаем, какова будет его природа, как и почему он появится. И это, уже само по себе, остается удивительной способностью науки. опубликовано econet.ru
econet.ru
Почему умирают звезды - объяснение для детей
Астрономия для детей > Ответы на частые вопросы > Почему умирают звезды
Расскажем о том, Почему умирают звезды на других планетах на доступном для детей языке. Данная информация будет полезна детям и их родителям.
Для самых маленьких будет интересно узнать ответ на эту тему. Каждую ночь мы любуемся созвездиями и думаем, что завтра увидим их снова. Но начать объяснение для детей нужно с того, что большинство звезд – это солнца, которые похожи на наше. Чтобы объяснить детям, как они умирают, следует рассказать о процессе рождения.
Как и у всего во Вселенной, у звезд тоже есть срок жизни. Родители или учителя в школе могут рассказать, что звезды появляются из накопленного газа и пыли. Это называют туманностью. Когда внутри появляется достаточное давление, ее газ и пыль формируют протозвезду. Тепло внутри довольно сильное. Когда температура поднимается достаточно высоко, то она может взорваться в звезду. Необходимо объяснить также детям, что ядром или «центром» будет газовый вихрь, обработанный давлением. Этому вихрю постоянно приходится бороться за равновесие. Считается, что на весь этот процесс уходит примерно 50 миллионов лет.
Есть различные звездные размеры. Наше Солнце – среднее. В процессе создания почти всегда присутствует много дополнительного газа и пыли. Эти осколки и кусочки разрушаются и могут потом стать астероидами, а затем даже превратиться в планеты. У звезды всегда есть гравитационное притяжение, сила которого зависит от размера объекта. Чем больше ее размер, тем сильнее она давит гравитацией на окружение.
Детям будет интересно узнать, что видимость звезды становится доступной только потому, что она сжигает водород из своего ядра (центра). Этот процесс длится миллиарды лет, создавая тепло, которое выделяется во Вселенную. Вы чувствуете это, когда выходите на улицу и ощущаете, как солнечные лучи нагревают кожу.
Дети могут подумать, что чем крупнее звезда, тем дольше она будет существовать. Но все наоборот. Крупные звезды сжигают водород стремительнее, чем меньшие объекты. Когда наступает эта фаза, запускается новый процесс – фьюжн. Когда заканчивается водород, звезда начинает голодать. Тогда она медленно разрушает себя, и в процессе пытается использовать все свои ресурсы для создания различных видов материалов.
Чтобы объяснить это для самых маленьких детей, можно показать смоделированное видео умирающей звезды. Вы увидите, что свет действительно пульсирует и становится больше. Все дело в том, что звезда потеряла стабильность и использует все, чтобы не умереть. Удивительно, но в появившийся материал входят гелий, кремний и кислород. Этот процесс продолжается, пока звезда не дойдет до определенного момента. Как только ядро превращается в железо, оно больше не может «сжигать» и приходит конец.
В процессе разрушения, из-за мощного гравитационного притяжения, она за короткий срок может уменьшиться от размера Земли до 6 миль в ширину. Ядро продолжает нагреваться до миллиардов градусов, пока, наконец, не взорвется. Это будет звезда, переходящая в «новую». В этот период весь материал высвобождается в космос. Может потребоваться миллиарды лет для того, чтобы все это собралось снова, чтобы сформировать новую туманность, а затем создать новые звезды и, в конечном итоге, планеты.
Дети должны понимать, что это естественный и даже полезный процесс, потому что после смерти звезды могут появляться новые солнца и планеты. Ведь не стоит забывать, что все мы – частички «звездного материала».
v-kosmose.com
Как умирают звёзды | Наука и жизнь
Нам выпало жить в молодой Вселенной , полной молодых звёзд. Всем им предстоит пройти несколько этапов звёздной эволюции — сжечь водород в своих недрах и взорваться или медленно остыть. Когда мир станет в тысячу раз старше , чем сейчас , на месте когда-то ярких светил появятся загадочные чёрные карлики или чёрные дыры , а некоторым звёздам суждено просто рассеяться в космической пустоте.
Если где-то во Вселенной накапливается достаточно вещества, оно сжимается в плотный комок, в котором начинается термоядерная реакция. Так зажигаются звёзды. Первые вспыхнули во тьме юной Вселенной 13,7 миллиардов (13,7*10 9) лет назад, а наше Солнце — всего каких-то 4,5 миллиарда лет назад. Срок жизни звезды и процессы, происходящие в конце этого срока, зависят от массы звезды.
Пока в звезде продолжается термоядерная реакция превращения водорода в гелий, она находится на главной последовательности. Время нахождения звезды на главной последовательности зависит от массы: самые большие и тяжёлые быстро доходят до стадии красного гиганта, а затем сходят с главной последовательности в результате взрыва сверхновой или образования белого карлика.
Судьба гигантов
Самые большие и массивные звёзды сгорают быстро и взрываются сверхновыми. После взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра, а вокруг них — материя, выброшенная колоссальной энергией взрыва, которая после становится материалом для новых звёзд. Из наших ближайших звёздных соседей такая судьба ждёт, например, Бетельгейзе, однако когда она взорвётся, подсчитать невозможно.
Туманность, образовавшаяся в результате выброса материи при взрыве сверхновой. В центре туманности — нейтронная звезда.
Нейтронная звезда — это страшный физический феномен. Ядро взорвавшейся звезды сжимается — примерно так же, как газ в двигателе внутреннего сгорания, только в очень большом и эффективном: шар диаметром в сотни тысяч километров превращается в шарик от 10 до 20 километров в поперечнике. Сила сжатия так велика, что электроны падают на атомные ядра, образуя нейтроны — отсюда название.
Нейтронная звезда (видение художника)
Плотность материи при таком сжатии вырастает примерно на 15 порядков, а температура поднимается до непредставимых 10 12 К в центре нейтронной звезды и 1 000 000 К на периферии. Часть этой энергии излучается в форме фотонного излучения, часть уносят с собой нейтрино, образующииеся в ядре нейтронной звезды. Но даже за счёт очень эффективного нейтринного охлаждения нейтронная звезда остывает очень медленно: для полного исчерпания энергии требуется 10 16 или даже 10 22 лет. Что останется на месте остывшей нейтронной звезды, сказать сложно, а пронаблюдать — невозможно: мир слишком для этого слишком молод. Существует предположение о том, что на месте остывшей звезды опять-таки образуется чёрная дыра.
Черные дыры возникают в результате гравитационного коллапса очень массивных объектов — например, при взрывах сверхновых. Возможно, через триллионы лет в чёрные дыры превратятся остывшие нейтронные звёзды.
Участь звёзд средних масштабов
Другие, менее массивные звёзды дольше, чем самые большие, остаются на главной последовательности, зато, сойдя с неё, умирают гораздо быстрее, чем их нейтронные родственники. Больше 99% звёзд во Вселенной никогда взорвутся и не превратятся ни в черные дыры, ни в нейтронные звёзды — их ядра слишком малы для таких космических драм. Вместо этого звёзды средней массы в конце жизни превращаются в красные гиганты, которые, в зависимости от массы, превращаются в белые карлики, взрываются, полностью рассеиваясь, или становятся нейтронными звёздами.
Белые карлики составляют сейчас от 3 до 10% звёздного населения Вселенной. Их температура очень велика — более 20 000 К, более чем втрое больше, чем температура поверхности Солнца — но всё-таки меньше, чем у нейтронных звёзд, и благодаря более низкой температуре и большей площади белые карлики остывают быстрее — за 10 14 — 10 15 лет. Это означает, что в ближайшие 10 триллионов лет — когда Вселенная станет в тысячу раз старше, чем сейчас, — во вселенной появится новый тип объекта: чёрный карлик, продукт остывания белого карлика.
Пока черных карликов в космосе нет. Даже самые старые остывающие звёзды на сегодняшний день потеряли максимум 0,2% своей энергии; для белого карлика с температурой в 20 000 К это означает остывание до 19 960 K.
Для самых маленьких
О том, что происходит, когда остывают самые маленькие звёзды — такие, как наш ближайший сосед, красный карлик Проксима Центавра, науке известно ещё меньше, чем о сверхновых и чёрных карликах. Термоядерный синтез в их ядрах идёт медленно, и на главной последовательности они остаются дольше остальных — по некоторым расчётам, до 10 12 лет, а после, предположительно, продолжат жизнь как белые карлики, то есть будут сиять еще 10 14 — 10 15 лет до превращения в чёрный карлик.
zhizninauka.info
Жизнь и смерть звезд — Naked Science
- Главная
- Журнал
- Колонка
- Выбор редакции
- Live
- Рубрики
- Фото дня
- Психология
- Наука
- Оружие и техника
- Concept
- Фотогалерея
- С точки зрения науки
- Интервью
- Sci-Fi
- Видео
- Топ
- History
- Блог
- Архив
- Правила
- О проекте
- Контакты
- Письмо в редакцию
- Реклама
Naked Science
№39, сентябрь 2018
- Войти
- Регистрация
- Главная
- Журнал
- Колонка Афиша для землян: что смотреть на небе в ближайшие два года Ученые разработали новую технологию прокатки легированной стали Физики изучили свойства плазмонов в наноструктурированном графене Бактериофаги могут контролировать опасное заболевание
- 1 из 67
- ›
- Наука Использование бытовой химии связали с детским ожирением Ученые раскрыли тайну выносливости гималайских шерпов Гравитационные волны указали на отсутствие дополнительных измерений Ученые определили, какие зоны мозга участвуют в составлении и описании историй
- 1 из 2000
- ›
- Hi-tech Брюки-экзоскелет вернут конечностям подвижность The Boring Company построит гараж, соединенный с подземным туннелем Представлен поэтапный план колонизации Марса Индия показала собственные скафандры, рассчитанные на миссию 2022 года
- 1 из 403
- ›
- Видео Способы улучшить память Поведение европейцев, считающееся грубым в других странах Что происходит с телом человека во время ДТП Что будет, если упасть из космоса на Землю
- 1 из 283
- ›
- Live LIVE: запуск ракеты-носителя H-IIB с космическим кораблем HTV-7 (Upd.)
naked-science.ru
Как умирают звёзды. Часть 1: Смерть
Мы решили попросить некоторых увлеченных студентов и молодых исследователей поделиться с нами, что они изучают. Вторую серию лекций для нас читает магистр кафедры теоретической физики ЯрГУ им. П.Г. Демидова Александр Сабитов. Он рассказал нам о последних этапах существования звёзд и о том, как «после смерти» они перерождаются в другие космические объекты.
До каких пор горит звезда
Основным параметром для звезды, который определят её дальнейшую эволюцию, является масса. Чем массивнее звезда, тем дальше зайдут термоядерные реакции синтеза, которые поддерживают её существование и горение, и тем плотнее будет в конечном итоге её ядро. Чем звезда легче, тем меньше интенсивность протекающих в ней процессов, и поэтому тем дольше в ней горит водород.
Звёзды, в которых горит водород — это звёзды главной последовательности, их 95% от всех во вселенной. Как только в них догорает водород, там запускаются следующие реакции — это реакции, в которых начинается термоядерный синтез гелия и следующих, более тяжёлых элементов.
Если звезда достаточно массивная, то в ней реакции могут дойти до того, что образуется железо:Fe-56. Оно является наиболее стабильным элементом (именно элементом, не частицей). После железа термоядерные реакции уже протекать не могут, так как там уже в результате слияния энергия будет затрачиваться, а не выделяться. Так что после железа ядрам выгоднее разваливаться.
Старение звезды
Однако основная стадия жизни звезды — это горение водорода. Оно длится миллиарды лет. Солнцу сейчас 4,5 млрд лет, и всё это время горит водород, и ещё примерно столько же, если не больше, он будет там гореть.
Со временем Солнце будет становиться всё больше и горячее, но мы это не сразу заметим. Но вот момент, когда там закончит гореть водород, он очень характерен тем, что произойдёт глобальная перестройка звезды. Вот сейчас что происходит: давление пытающегося упасть внутрь звезды вещества, уравновешивается излучением, то есть давлением света наружу. В результате противодействия двух этих сил сохраняется равновесие, и звезда остаётся стабильна в своих размерах. Кстати впервые экспериментально доказал это обстоятельство русский ученый П.Н.Лебедев.
Постепенно это равновесие будет смешаться, а звезда будет расти, и в момент, когда закончит гореть водород, для того, чтобы загорелся гелий, внутренние слои подсожмутся, а внешняя оболочка улетит, и образуется красный гигант. Если сейчас Солнце — это жёлтый карлик, то станет оно красным гигантом. Оно вырастет до такой степени, что его оболочка достигнет орбит внутренних планет: по оценкам, где-то до Венеры. И вот после этого начнёт гореть гелий, потому что для горения гелия просто нужна большая температура, а самый простой способ сделать больше температуру — это сделать больше давление.
NGC 604, огромная звёздообразующая туманность в Галактике Треугольника. NASA, Hui Yang University of Illinois ODNursery of New Stars / wikimedia.org (CC0 1.0)
Почему звезда становится карликом
Как вообще зажигаются звёзды. В космосе есть огромное количество вещества, и иногда за счёт случайных флуктуаций в скоплениях космической пыли (протопланетных облаках) оно может собираться в кучки и само на себя падать, создавать давление. Постепенно давление становится всё больше и больше и больше, и в какой-то момент температура повышается и звезда вспыхивает. Точно также происходило где-нибудь в Средневековье в деревенских кузницах, когда они находились на равнине, а вокруг было болото. Из него добывали какое-нибудь метеоритное железо, а кремния у них не было. Как же они могли разжечь костёр? Брали металлическую заготовку, клали её на наковальню и били по ней молотом. Эта заготовка нагревалась просто за счёт того, что ей сообщали энергию. После этого её подносили к чему-то, что могло тлеть, и вот так без кремния кузнецы могли разжигать костёр. И точно так же зажигаются звёзды.
Чтобы перейти от этапа горения водорода к этапу горения гелия, а потом дальше и дальше, нужно, чтобы ядро становилось плотнее. И вот хорошо, у нас звезда оказалась недостаточно тяжёлой, до горения железа не дошло, выгорел последний элемент, и энерговыделение наружу прекратилось. И что происходит? — Она начинает сжиматься, а внешние оболочки будут при этом улетать. Если масса этой звезды была меньше 1,4 масс Солнца, то такая звезда станет белым карликом. Что будет мешать ей дальше сжиматься, если удерживающий равновесие термоядерный синтез прекратился? — Тут уже будут действовать квантовые эффекты, а конкретно давление электронного газа наружу (об этом подробнее в одной из лекций). При этом звезда станет очень плотной: плотность вещества в её центре будет сравнима с плотностью самих атомных ядер. И если до этого её размер составлял где-то 100 радиусов Земли, то станет она размером с Землю или даже меньше. Есть белые карлики радиусом 4000 километров, 3000 километров, даже 800 километров, а радиус Земли 6300 километров.
Система KOI-256, состоящая из красного и белого карликов. Иллюстрация NASA. NASA/JPL-Caltech / wikimedia.org (CC0 1.0)
Вечная звёздная пенсия
Этот процесс называется коллапс — схлопывание. В результате него вокруг звезды образуется красивая туманность и излучается очень много энергии. И первые сотни тысяч лет у оставшейся звезды будет ещё достаточно большой диаметр, и она ещё будет достаточно горячей, но со временем она будет остывать и сжиматься. Это называется стадия пред-белого карлика (pre-white dwarfs). На этой стадии основные потери энергии происходят за счёт таких частиц, как нейтрино. Пред-белые карлики производят их гораздо больше, чем обычные звёзды, потому что активное рождение этих частиц происходит только при очень большой плотности и температуре, которые можно наблюдать как раз в пред-белых карликах. Нейтрино по массе в 500000 раз меньше электрона и очень плохо взаимодействуют с обычным веществом, даже хуже чем фотоны — частицы света, поэтому они легко могут проходить сквозь материю и покидать даже ядро сверхплотных белых карликов. В связи с этим они способствуют достаточно быстрому охлаждению звезды.
Фотоны же — частицы, которые переносят свет — могут излучаться только с поверхности, а из ядра они до неё могут добираться 1000 лет. Обычные звёзды как раз таки производят в основном фотоны. Фотоны же переносят свет и энергию, поэтому обычные звёзды яркие. Белые же карлики производят мало фотонов, поэтому они тусклые. Когда производство нейтрино в предбелых карликах заканчивается, наступает уже стадия белого карлика.
Охлаждение белых карликов за счёт излучения фотонов, которых в них немного, и которые излучаются только с поверхности — это очень долгий процесс, практически вечный. Оно может длиться миллиарды и миллиарды лет. Однако когда-нибудь они всё же остынут и станут тусклыми-тусклыми так называемыми чёрными карликами, которые мы уже не будем видеть.
Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.
sciencepop.ru
