Смерть звезд: Смерть звезд — все самое интересное на ПостНауке

Жизнь и смерть звезды

Звезды рождаются, когда под действием взаимного притяжения происходит коллапс внутренних областей газовых облаков, и становятся полноценными звездами, когда центральная часть их разогревается до такой степени, что в ней могут проходить ядерные реакции. Часть массы звезды в ходе этих реакций превращается в энергию.

Звезды более массивные, чем Солнце, становятся гораздо более яркими, чем оно, и быстро сжигают все имеющееся у них топливо. Если звезда вроде нашего Солнца может просуществовать по меньшей мере 10 млрд. лет, то звезда в 20 раз массивнее проживет всего лишь около 10 млн. лет. Звезды, подобные Солнцу, обычно заканчивают свое существование в виде медленно остывающих белых карликов. Звезды, масса которых в 10 раз или более превосходит массу Солнца, возможно, взорвутся когда-то как сверхновые, их обломки разлетятся в космосе на огромные расстояния, а в центре останутся необычайно плотные нейтронные звезды. Самые массивные звезды, вполне вероятно, превратятся после коллапса их ядер в черные дыры. Астрономы считают, что когда очень массивная звезда израсходует полностью свой запас топлива, она начинает безгранично сжиматься. Чем меньше размер звезды, тем больше становится сила тяготения на ее поверхности. Звезда перестает быть видимой, но ее сжатие продолжается, пока она не достигнет невообразимо малого размера. Сила тяготения в области вокруг этой точки так велика, что не только частицы вещества, даже свет не может ее покинуть. Такую область в пространстве называют черной дырой. Среди ученых распространено мнение, что в центрах большого числа галактик существуют черные дыры.

Звезда, похожая на наше Солнце, образуется, когда облако газа начинает сжиматься благодаря собственной силе тяготения. В процессе сжатия облако разогревается и начинает светиться тусклым красным светом. Когда температура его ядра достигает 10 млн. градусов в результате термоядерных реакций начинает выделяться огромное количество тепла. Звезда превращается в звезду главной последовательности и пребывает в этом состоянии почти без изменений в продолжение последующих 10 млрд. лет. Но в определенный момент запас топлива в ядре оказывается исчерпанным и оно начинает сжиматься, сильно разогреваясь. Сгорание водородного топлива происходит уже не внутри, а вне ядра, и звезда раздувается, превращаясь в красного гиганта, который быстро сжигает остатки топлива. Звезда, сбрасывая внешние слои, образует расширяющуюся внешнюю оболочку, называемую планетарной туманностью. Примером такой туманности является Кольцевая туманность. А из ядра получается белый карлик. В течение последующих миллиардов лет он остывает и угасает, становясь в итоге холодным черным карликом.

Это светящееся газовое облако находится от нас на расстоянии 1600 световых лет, под тремя звездами пояса Ориона. Оно светится потому, что содержит несколько горячих молодых звезд. Наблюдения в инфракрасной области спектра показали, что в этом облаке есть также много звезд, которые еще только формируются.

Внутри звезды, значительно более массивной, чем Солнце, может проходить множество различных ядерных реакций, итогом которых является образование в ядре звезды железного шара. После этого в ядре не остается источников энергии. Это приводит к коллапсу, возникает нейтронная звезда. Внешние оболочки падают на поверхность ядра, и последующий взрыв выбрасывает большую часть звездного вещества в космическое пространство со скоростью более 8 тыс. км/с. Китайские астрономы наблюдали появление сверхновой в 1054 году. Крабовидная туманность в Тельце представляет собой разбросанные взрывом остатки звезды.

Нейтронные звезды быстро вращаются, посылая в пространство электромагнитные волны в виде очень узкого луча. Всякий раз, когда луч оказывается направленным на Землю, мы видим вспышку, напоминающую сигнал маяка. Чтобы уравновесить Солнце, на другой чаше нужно поместить двенадцать коричневых карликов — звезд, обладающих самой малой массой. А для уравновешивания самой массивной звезды понадобилось бы 100 Солнц. Кусочек вещества белого карлика величиной с кубик сахара весил бы как автомобиль. Такой же кубик, но уже из вещества нейтронной звезды был бы равен по весу небольшой горе. Существует много звезд с изменяющимся блеском. Переменные типа цефеид представляют собой стареющие звезды. Они периодически расширяются и сжимаются, и в соответствии с этим изменяются их светимость и температура. Период изменения блеска у крупных и ярких цефеид больше, чем у цефеид меньшей массы и светимости.

Сила черной дыры

Сила тяготения резко возрастает вблизи границы черной дыры. Носовая часть приближающегося к ней космического корабля при этом затягивается центром, а сам корабль вытягивается в длину. Сила, вызывающая такой эффект, называется приливной, она будет быстро возрастать, и корабль окажется раздавленным. Человек, наблюдающий это с большого расстояния, обнаружит удивительную вещь: время на корабле будет замедляться по мере приближения его к черной дыре. На диаграмме для каждой стадии дано соответствующее ей время в секундах сверху — на часах наблюдателя, снизу — на борту корабля. Для наблюдателя падение космического корабля в черную дыру оказывается бесконечно долгим.

Лебедь Х-1

Объект под названием Лебедь Х-1 является одним из источников наблюдаемого на Земле рентгеновского излучения. Лебедь Х-1 состоит из звезды, равной по массе 20 Солнцам, и темного объекта, имеющего массу примерно в 10 раз больше, чем у Солнца, которые совершают полный оборот вокруг друг друга за 5,6 суток. Многие астрономы считают темный объект черной дырой, которая отбирает у звезды вещество, образующее аккреционный диск. Центральная часть диска очень горячая и испускает рентгеновские лучи.

Земля уменьшилась бы до размера этого черного кружка, если бы сжалась, как коллэпсирующая звезда. В действительности такое невозможно, потому что, как считают астрономы, ни одно тело с массой меньше трех масс Солнца не может превратиться в черную дыру.

«Хаотичную» смерть звезды восстановили с помощью снимка «Уэбба»

Космос
8 декабря 2022

Далее

Александр
Шереметьев

новостной редактор

Александр
Шереметьев

новостной редактор

Исследователи проанализировали изображение туманности восьми вспышек, чтобы восстановить историю звезды, погибшей 2 500 лет назад.

Читайте «Хайтек» в

Международная группа астрофизиков проанализировала взрыв звезды, который сформировал планетарную туманность восьми вспышек (или туманность южного кольца, NGC 3132). Исследование показало, что около основной звезды вращалось еще два или три компаньона, которые ускорили смерть звезды, а также — «звезда-наблюдатель».

Туманность NGC 3132 сформировалась около 2 500 лет назад после взрыва звезды, которая примерно в три раза превышала размер Солнца. Это космическое событие привело к выбросу газа, остатки которого постепенно удаляются от центра, и формированию белого карлика размером с Землю и с массой в два раза меньше солнечной.

Снимки «Уэбба», обработанные в разных фильтрах. На левом снимке туманности выделяется очень горячий газ, окружающий две центральные звезды, на правом — рассеянные молекулярные потоки газа, которые уходят в далекий космос. Изображение: NASA, ESA, CSA, and O. De Marco (Macquarie University)

Исследователи обнаружили на снимке, полученном космическим телескопом «Джеймс Уэбб», следы воздействия других звезд, которые изменили направление движения газа. Исследователи провели реконструкцию взрыва и увидели на изображении пары выступов, которые могут возникать, когда астрономические объекты выбрасывают вещество в виде струи. Они имеют неправильную форму и расходятся в разные стороны. Это свидетельствуют о взаимодействии трех объектов в центре, отмечают ученые.

Кроме того, астрофизики заметили на снимке несколько спиральных структур, отходящих от центра. Подобные концентрические круги формируются, когда звезда активно теряет массу в присутствии другой звезды-компаньона. Источник этого воздействия, как полагают авторы исследования, пережил взрыв и также виден на фото.

Мы полагаем, что у звезды был один или два очень близких спутника, дополнительный один на среднем расстоянии и один очень далеко. Если это так, то задействованы четыре или даже пять объектов в этой хаотичной смерти.

Орсола Де Марко, соавтор статьи из Университета Маккуори

Читать далее:

Ученые из зоны вечной мерзлоты: как они разрабатывают умную одежду и вакцину против рака

«Ходячие мертвецы» существовали миллионы лет назад: ученые рассказали, как они появились

Яйцо сбросили из космоса: посмотрите, что с ним стало

_{На обложке: Туманность восьми вспышек. Изображение: NASA, ESA, CSA, and STScI}

Читать ещё

Звездная смерть | Крутой Космос

Когда мы смотрим на небо темной ночью, мы видим, по сути, те же самые звезды, которые видели наши предки на заре человеческой истории. Однако было бы ошибкой считать, что звезды вечны. Благодаря наблюдениям мы узнали, что у звезд есть своего рода собственный жизненный цикл, который намного длиннее, чем человеческая жизнь или даже существование целых цивилизаций.

Все звезды генерируют свою энергию в процессе ядерного синтеза. Обильные запасы газообразного водорода в звезде при раздавливании под высоким давлением и нагревании до экстремальных температур образуют более тяжелые элементы, такие как гелий или углерод, высвобождая при этом огромное количество энергии. Эта энергия нагревает звезду, заставляя ее ярко светиться.

Вещество белого карлика настолько плотное, что его чайная ложка весит столько же, сколько несколько слонов!

Однако огромный запас водорода в звезде не безграничен, и в конце концов все звезды придут к концу.

Самые массивные звезды быстро сжигают свое топливо, по крайней мере, по астрономическим меркам, проигрывая свою эволюцию всего за миллионы лет. Звезды меньшего размера, такие как наше Солнце, будут светить около 10 миллиардов лет, а звезды меньшего размера будут жить еще дольше. Большинство звезд достигают мягкого конца, но у самых крупных финал более взрывной.

Именно непрекращающийся цикл рождения и смерти звезд превратил Вселенную в то место, которое мы знаем сегодня, и самим своим существованием мы обязаны поколениям звезд, которые жили до нас. Наблюдение часто впечатляющих результатов гибели звезды с помощью инфракрасного света открывает некоторые из этих тайн процесса космического повторного использования, который помог создать Землю и все на ней, включая нас.

Космическая переработка

Примечательно, что с тех пор, как Эдвин Хаббл впервые обнаружил, что все, что мы можем видеть, расширяется после первоначального Большого взрыва, астрономы составили довольно поразительно подробную картину Вселенной, начиная с ее самых ранних моментов.

После Большого взрыва Вселенная была горячей и плотной и состояла только из водорода, гелия и небольшого количества лития. Вот оно. Но сегодня мы находим богатую периодическую таблицу элементов на нашей планете и в космосе. Если мы начали только с водорода и гелия, откуда взялись остальные элементы?

Ядерный синтез — это процесс, при котором более легкие элементы могут сталкиваться друг с другом, превращаясь в более крупные и массивные элементы. Мы знаем, что это процесс, который освещает Солнце и другие звезды. Удивительно, но кажется, что все более тяжелые элементы во Вселенной восходят к ядерному огню давно исчезнувших звезд.

Когда звезды умирают, они возвращают часть своего материала обратно во Вселенную, и это несет с собой смесь более тяжелых элементов, которых не было при их первоначальном образовании. Облака газа и пыли, обогащенные этими вновь образованными элементами, затем служат строительными блоками для новых звезд и солнечных систем.

Знаменитое заявление астронома Карла Сагана: «Мы сделаны из звездного вещества», связывая вещество в наших телах с предыдущими поколениями звезд, в которых оно образовалось.

Оказывается, у звезд есть два разных способа участия в космической программе утилизации. Один относительно тихий, другой поразительно агрессивный. Все зависит от размера звезды.

Маленькие звезды: планетарные туманности

Кольцевая туманность

Когда более мелкие звезды, такие как наше Солнце, достигают конца своей жизни, сжигающей водород, одним из их последних действий является сброс своих внешних слоев обратно в межзвездное пространство, образуя то, что мы называем «планетарной туманностью». Термин восходит к сотни лет астроному Уильяму Гершелю, первооткрывателю инфракрасного света. Он обнаружил круглые нечеткие объекты, которые, по его мнению, немного напоминали планету Уран. Хотя сегодня мы знаем, что это не планеты, этот термин все еще используется.

История планетарной туманности начинается, когда звезда приближается к своему концу. После миллиардов лет превращения водорода в гелий его богатое гелием ядро ​​становится достаточно горячим и плотным, чтобы само стать источником топлива. Гелий сгорает, образуя еще более тяжелую смесь углерода, азота и кислорода, и этот новый всплеск энергии превращает звезду в гораздо более крупного красного гиганта.

Если звезда достаточно мала, эти более тяжелые элементы сами никогда не достигнут точки горения, и процесс синтеза остановится. Звезда перестает производить энергию и умирает, но на этих последних стадиях сбрасывает свои внешние слои. Этот материал выбрасывается в межзвездное пространство, неся с собой следы более тяжелых элементов, которые он когда-то образовал, в первую очередь углерода.

Уцелевшее ядро ​​звезды известно как «белый карлик». Он невероятно плотный, большая часть массы звезды сосредоточена в объекте размером с Землю. Хотя он больше не генерирует энергию, он все еще очень горячий и ярко светится в ультрафиолете.

Свет от ядра белого карлика нагревает окружающую туманность, заставляя различные атомы и молекулы светиться в инфракрасном диапазоне. Инфракрасные наблюдения не только помогают нам понять газы, содержащиеся в этих туманностях, но и обнаруживают углеродную пыль, которую нельзя увидеть в видимом свете.

Инфракрасный снимок туманности Улитка выявил некоторые бурные последствия смерти этой звезды. Сине-зеленые цвета указывают на внешние газовые слои, выдуваемые в космос. Более яркий красный круг в самом центре — это свечение пылевого диска, вращающегося вокруг белого карлика (сам диск слишком мал, чтобы его можно было увидеть). До того, как звезда умерла, ее кометы (и, возможно, планеты) упорядоченно вращались вокруг звезды. Но когда звезда сдула свои внешние слои, ледяные тела и внешние планеты были бы переброшены друг в друга, что привело бы к продолжающейся космической пылевой буре.

Космические футбольные мячи

Планетарные туманности также являются домом для очень уникального вида молекул углерода, известных как «бакиболы». Buckyballs, сокращение от «Buckminsterfullerene», представляют собой сферические молекулы, состоящие из 60 атомов углерода. Они имеют структуру, аналогичную классическим футбольным мячам.

Buckyballs были впервые химически идентифицированы в лаборатории в 1985 году, когда ученые моделировали условия, обнаруженные во внешних оболочках красных гигантских звезд. Четверть века спустя астрономы с помощью космического телескопа НАСА «Спитцер» обнаружили их в планетарных туманностях, которые представляют собой сброшенные оболочки красных гигантов. В каком-то смысле они были именно там, где мы и ожидали!

Инфракрасный свет был необходим для идентификации уникальной спектральной сигнатуры Buckyballs. Каждый атом и молекулу можно идентифицировать по точному набору спектральных линий, которые они излучают; их можно увидеть как яркое свечение на определенных длинах волн света. В случае бакминстерфуллерена эти конкретные спектральные линии появляются в инфракрасной части спектра.

Планетарные туманности обеспечивают один из важных механизмов, с помощью которых звезды возвращают более тяжелые элементы обратно в галактику. Следующее поколение созданных звезд получает эти материалы, чтобы помочь сформировать планеты, а в нашем случае на Земле — множество форм жизни, найденных здесь. Это может помочь обеспечить углерод, кислород и азот, но не многие другие более тяжелые элементы.

Откуда же тогда берутся кремний, свинец и железо?

Большие звезды: Остатки сверхновой

Самые массивные звезды заканчивают свою жизнь гораздо более эффектно, чем мягко выдувая планетарную туманность. Вместо этого они могут взрываться так сильно, что могут ненадолго затмить объединенный свет остальной части галактики и в процессе обеспечить полное распространение тяжелых элементов для следующей волны звезд и планет.

Крабовидная туманность

Звезды, которые немного массивнее нашего Солнца, имеют ядра, сжатые под действием гравитации до гораздо большего давления и более высоких температур. В этих звездах углерод становится источником горящего топлива, оставляя после себя более плотный кислород. На самом деле многие более тяжелые элементы можно выковать, вплоть до образования железного сердечника.

Все более плотные ядра этих звезд в конечном итоге достигают критической точки, когда ядро ​​больше не может выдерживать огромное давление гравитации. В одно мгновение ядро ​​разрушается под действием гравитационного давления, и верхние слои звезды падают в пустоту. Этот невероятный выброс гравитационной энергии сталкивает все вместе и вызывает мощный взрыв. Ударная волна отскакивает от падающего материала, выбрасывая большую его часть обратно в космос.

При этом взрыве высвобождается столько энергии, что могут образовываться элементы намного тяжелее железа. Действительно, все самые тяжелые элементы в окружающем нас мире, от свинца до золота и урана, можно проследить до взрывов сверхновых, предшествовавших формированию нашей Солнечной системы.

23: Гибель звезд

1. Последнее обновление

2. Сохранить как PDF

• OpenStax
• OpenStax

Звезды умирают с треском или с хныканьем? В предыдущих двух главах мы проследили историю жизни звезд, от процесса рождения до грани смерти. Теперь мы готовы исследовать, как звезды заканчивают свою жизнь. Рано или поздно каждая звезда истощает свой запас ядерной энергии. Без источника внутреннего давления, уравновешивающего вес вышележащих слоев, каждая звезда в конце концов поддается неумолимому притяжению и разрушается под собственным весом. Следуя грубому различию, сделанному в предыдущей главе, мы обсудим эволюцию в конце жизни звезд с меньшей и большей массой отдельно. То, что определяет результат — взрыв или всхлип — это масса звезды 9.0100 когда он готов умереть , а не та масса, с которой он родился. Как мы отмечали в предыдущей главе, звезды могут терять значительное количество массы в среднем и старом возрасте.

• 23.1: Смерть маломассивных звезд

  В ходе своей эволюции звезды сбрасывают внешние слои и теряют значительную часть своей первоначальной массы. Звезды с массой 8 млн Солнц или меньше могут потерять достаточно массы, чтобы стать белыми карликами, массы которых меньше предела Чандрасекара (около 1,4 млн Солнц). Давление, оказываемое вырожденными электронами, удерживает белые карлики от сжатия до еще меньших диаметров. В конце концов, белые карлики остывают и становятся черными карликами, остатками звезд, состоящими в основном из углерода, кислорода и неона.

• 23.2: Эволюция массивных звезд – взрывной финал

  В массивной звезде за синтезом водорода в ядре следует несколько других термоядерных реакций с участием более тяжелых элементов. Перед тем, как исчерпываются все источники энергии, массивная звезда имеет железное ядро, окруженное оболочками из кремния, серы, кислорода, неона, углерода, гелия и водорода. Для синтеза железа требуется энергия (а не ее выделение). Если масса железного ядра звезды превышает предел Чандрасекара (но меньше 3 млн Солнц), ядро ​​коллапсирует до тех пор, пока его плотность не превысит плотность ядра до

• 23.3: Наблюдения за сверхновыми

  Сверхновые появляются в среднем раз в 25–100 лет в Галактике Млечный Путь. Несмотря на все шансы, с Земли не наблюдалось ни одной сверхновой в нашей Галактике с момента изобретения телескопа. Однако одна соседняя сверхновая (SN 1987A) наблюдалась в соседней галактике, Большом Магеллановом Облаке. Звезда, которая превратилась в SN 1987A, начала свою жизнь как голубой сверхгигант, превратилась в красный сверхгигант и снова стала голубым сверхгигантом во время взрыва. Исследования SN 1

• 23.4: Пульсары и открытие нейтронных звезд

  По крайней мере, некоторые сверхновые оставляют после себя сильно магнитную, быстро вращающуюся нейтронную звезду, которую можно наблюдать как пульсар, если ее пучок убегающих частиц и сфокусированного излучения направлен к нам. Пульсары испускают быстрые импульсы излучения через равные промежутки времени; их периоды находятся в диапазоне от 0,001 до 10 секунд. Вращающаяся нейтронная звезда действует как маяк, направляя свой луч по кругу и давая нам импульс излучения, когда луч проходит над Землей. По мере старения пульсары теряют энергию, t

• 23.5: Эволюция двойных звездных систем

  Когда белый карлик или нейтронная звезда является членом тесной двойной звездной системы, ее звезда-компаньон может передавать ему массу. Материал, постепенно падающий на белого карлика, может взорваться во внезапной вспышке синтеза и образовать новую. Если материал быстро упадет на белый карлик, он может превысить предел Чандрасекара и полностью взорваться как сверхновая типа Ia. Другой возможный механизм сверхновой типа Ia — слияние двух белых карликов. Материал, падающий на нейтронную звезду, может

• 23.6: Тайна гамма-всплесков

  Гамма-всплески длятся от долей секунды до нескольких минут. Они приходят со всех сторон и, как теперь известно, связаны с очень удаленными объектами. Энергия, скорее всего, излучается, и для тех, кого мы можем обнаружить, Земля находится в направлении луча. Всплески большой продолжительности (более нескольких секунд) исходят от массивных звезд с отсутствующими внешними водородными слоями, которые взрываются как сверхновые. Считается, что кратковременные всплески представляют собой слияния звездных трупов (нейтронных звезд o

• 23.E: «Смерть звезд» (Упражнения)

• 23.S: Смерть звезд (Суммарная)