Во что превращается звезда после смерти: Эволюция звезд • Джеймс Трефил, энциклопедия «Двести законов мироздания»

Эволюция звезд • Джеймс Трефил, энциклопедия «Двести законов мироздания»

Жизненный цикл звезд зависит от их массы: звезды с низкой массой в конечном итоге превращаются в белых карликов, в то время как жизнь звезд с большой массой заканчивается взрывом сверхновых.

Хотя по человеческой шкале времени звезды и кажутся вечными, они, подобно всему сущему в природе, рождаются, живут и умирают. Согласно общепринятой гипотезе газопылевого облака звезда зарождается в результате гравитационного сжатия межзвездного газопылевого облака. По мере уплотнения такого облака сначала образуется протозвезда, температура в ее центре неуклонно растет, пока не достигает предела, необходимого для того, чтобы скорость теплового движения частиц превысила порог, после которого протоны способны преодолеть макроскопические силы взаимного электростатического отталкивания (см. Закон Кулона) и вступить в реакцию термоядерного синтеза (см. Ядерный распад и синтез).

В результате многоступенчатой реакции термоядерного синтеза из четырех протонов в конечном итоге образуется ядро гелия (2 протона + 2 нейтрона) и выделяется целый фонтан разнообразных элементарных частиц. В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия (см. Теория относительности). Из-за этого внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности — и наружу. Одновременно давление в центре звезды начинает расти (см. Уравнение состояния идеального газа). Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитационного притяжения сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. О звездах на стадии активного сжигания водорода говорят, что они находятся на «основной фазе» своего жизненного цикла или эволюции (см. Диаграмма Герцшпрунга—Рассела). Превращение одних химических элементов в другие внутри звезды называют ядерным синтезом или нуклеосинтезом.

В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиарда лет. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей приходится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей по темпу роста темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды. Таким образом, чем массивнее звезда, тем короче время ее жизни, определяемое исчерпанием запасов водорода, и самые крупные звезды в буквальном смысле сгорают за «какие-то» десятки миллионов лет. Самые мелкие звезды, с другой стороны, «безбедно» живут сотни миллиардов лет. Так что по этой шкале наше Солнце относится к «крепким середнякам».

Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород. Что дальше? Это также зависит от массы звезды. Солнце (и все звезды, не превышающие его по массе более чем в восемь раз) заканчиваю свою жизнь весьма банальным образом. По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх — и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: Температура в слоях непосредственно вокруг ядра звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает, наконец, в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий — своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза — вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, — один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.

При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно бо_льшую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.

Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены следующим силовым барьером. В его роли выступает давление вырожденного электронного газа (см. Предел Чандрасекара). Электроны, до этой стадии игравшие роль безработных статистов в эволюции звезды, не участвуя в реакциях ядерного синтеза и свободно перемещаясь между ядрами, находящимися в процессе синтеза, на определенной стадии сжатия оказываются лишенными «жизненного пространства» и начинают «сопротивляться» дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в вырожденного белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.

Звезды более массивные, нежели Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в ее оболочке. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.

Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, — свободные на протяжении всей предыдущей эволюции звезды электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.

После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд массой порядка 10-30 солнечных масс продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов — иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию, требуя себе жизненного пространства. Это обычно происходит по достижении звездой размеров около 15 км в диаметре. В результате образуется быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнитные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются пульсарами. Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется черная дыра.

сверхновая, гиперновая или прямой коллапс? / Хабр

Иллюстрация процесса взрыва сверхновой, наблюдаемой с Земли в XVII веке в созвездии Кассиопея. Окружающий её материал и постоянное испускание электромагнитного излучения сыграли свою роль в непрерывной подсветке остатков звезды

Создайте достаточно массивную звезду, и она не закончит свои дни тихонечко — так, как это предстоит нашему Солнцу, которое сначала будет плавно гореть миллиарды и миллиарды лет, а затем сожмётся до белого карлика. Вместо этого её ядро схлопнется, и запустит неконтролируемую реакцию синтеза, которая разметает внешние слои звезды во взрыве сверхновой, а внутренние части сожмёт в нейтронную звезду или чёрную дыру. По крайней мере, так принято считать. Но если вы возьмёте достаточно массивную звезду, сверхновой может и не получиться. Вместо этого есть другая возможность – прямое схлопывание, в котором вся звезда просто исчезает, превращаясь в чёрную дыру. А ещё одна возможность известна, как гиперновая — она гораздо более энергетическая и яркая, чем сверхновая, и не оставляет за собой остатков ядра. Каким же образом закончат свою жизнь самые массивные звёзды? Вот, что говорит об этом наука.

Туманность из остатков сверхновой W49B, всё ещё видимая в рентгеновском диапазоне, а также на радио- и инфракрасных волнах. Звезда должна превышать Солнце по массе хотя бы в 8-10 раз, чтобы породить сверхновую и создать необходимые для появления во Вселенной таких планет, как Земля, тяжёлые элементы.

Каждая звезда сразу после рождения синтезирует в своём ядре гелий из водорода. Звёзды, похожие на Солнце, красные карлики, всего в несколько раз превышающие Юпитер, и сверхмассивные звёзды, превышающие нашу по массе в десятки и сотни раз – все они проходят через этот первый этап ядерных реакций. Чем массивнее звезда, тем больших температур достигает её ядро, и тем быстрее она сжигает ядерное топливо. Когда в ядре звезды заканчивается водород, она сжимается и разогревается, после чего – если достигнет нужной плотности и температуры – может начинать синтез более тяжёлых элементов. Солнцеподобные звёзды смогут разогреться достаточно после того, как закончится водородное топливо, и начнут синтез углерода из гелия, но этот этап для нашего Солнца будет последним. Чтобы перейти на следующий уровень, синтез из углерода, звезда должна превышать Солнце по массе в 8 (или более) раз.

Ультрамассивная звезда WR 124 (звезда класса Вольфа-Райе) с окружающей её туманностью – одна из тысяч звёзд Млечного Пути, способная стать следующей сверхновой. Она также гораздо больше и массивнее тех звёзд, что можно создать во Вселенной, содержащей лишь водород и гелий, и уже может находиться на этапе сжигания углерода.

Если звезда будет настолько массивной, то её ждёт настоящий космический фейерверк. В отличие от солнцеподобных звёзд, нежно срывающих свои верхние слои, из которых формируется планетарная туманность, и сжимающихся до белого карлика, богатого углеродом и кислородом, или до красного карлика, который никогда не достигнет этапа сжигания гелия, и просто сожмётся до богатого гелием белого карлика, наиболее массивным звёздам уготован настоящий катаклизм. Чаще всего, особенно у звёзд с не самой большой массой (≈ 20 солнечных масс и меньше), температура ядра продолжает повышаться, пока процесс синтеза переходит на более тяжёлые элементы: от углерода к кислороду и/или неону, и затем далее, по периодической таблице, к магнию, кремнию, сере, приходя в итоге к железу, кобальту и никелю. Синтез дальнейших элементов потребовал бы больше энергии, чем выделяется при реакции, поэтому ядро схлопывается и появляется сверхновая.

Анатомия сверхмассивной звезды в течение её жизни, заканчивающейся сверхновой II типа

Это очень яркий и красочный конец, настигающий множество массивных звёзд во Вселенной. Из всех появившихся в ней звёзд лишь 1% обретают достаточную массу, чтобы дойти до такого состояния. При повышении массы количество звёзд, достигших её, уменьшается. Порядка 80% всех звёзд во Вселенной – красные карлики; масса 40% их них не превышает массы Солнца. При этом Солнце массивнее 95% звёзд во Вселенной. В ночном небе полно очень ярких звёзд: тех, что легче всего увидеть человеку. Но за порогом нижнего ограничения для появления сверхновой существуют звёзды, превышающие Солнце по массе в десятки и даже сотни раз. Они очень редки, но весьма важны для космоса – всё потому, что массивные звёзды могут закончить своё существование не только в виде сверхновой.

Туманность Пузырь находится на задворках останков сверхновой, появившейся тысячи лет назад. Если удалённые сверхновые находятся в более пыльном окружении, чем их современные двойники, это потребует коррекции нашего сегодняшнего понимания тёмной энергии

Во-первых, у многих массивных звёзд имеются истекающие потоки и выброшенный наружу материал. Со временем, когда они приближаются либо к концу своей жизни, либо к концу одного из этапов синтеза, что-то заставляет ядро на короткое время сжаться, из-за чего оно разогревается. Когда ядро становится горячее, скорость всех типов ядерных реакций увеличивается, что ведёт к быстрому увеличению количества энергии, создаваемому в ядре звезды. Это увеличение энергии может сбрасывать большое количество массы, порождая явление, известное, как псевдосверхновая: происходит вспышка ярче любой нормальной звезды, и теряется масса в количестве до десяти солнечных. Звезда Эта Киля (ниже) стала псевдосверхновой в XIX веке, но внутри созданной ею туманности она всё ещё горит, ожидая финальной участи.

Псевдосверхновая XIX века явила себя в виде гигантского взрыва, выбросив материала на несколько солнц в межзвёздное пространство от Эты Киля. Такие звёзды большой массы в богатых металлами галактиках (как, например, наша), выбрасывают существенную долю своей массы, чем отличаются от звёзд в меньших по размеру галактиках, содержащих меньше металлов

Так какова же конечная судьба звёзд, массой более чем в 20 раз превышающих наше Солнце? У них есть три возможности, и мы ещё не полностью уверены в том, какие именно условия приводят к развитию каждой из трёх. Одна из них – сверхновая, которые мы уже обсудили. Любая ультрамассивная звезда, теряющая достаточно много своей массы, может превратиться в сверхновую, если её масса внезапно попадёт в правильные пределы. Но существуют ещё два промежутка масс – и опять-таки, мы точно не знаем, какие именно это массы – позволяющие произойти двум другим событиям. Оба этих события определённо существуют – мы уже их наблюдали.

Фотографии в видимом и близком к инфракрасному свете с Хаббла демонстрируют массивную звезду, примерно в 25 раз превышающую Солнце по массе, внезапно исчезнувшую, и не оставившую ни сверхновой, ни какого-то другого объяснения. Единственным разумным объяснением будет прямой коллапс.

Чёрные дыры прямого коллапса. Когда звезда превращается в сверхновую, её ядро схлопывается, и может стать либо нейтронной звездой, либо чёрной дырой – в зависимости от массы. Но только в прошлом году, впервые, астрономы наблюдали, как звезда массой в 25 солнечных просто исчезла. Звёзды не исчезают бесследно, но тому, что могло произойти, существует физическое объяснение: ядро звезды прекратило создавать достаточное давление излучения, уравновешивавшее гравитационное сжатие. Если центральный регион становится достаточно плотным, то есть, если достаточно большая масса оказывается сжатой в достаточно малый объём, формируется горизонт событий и возникает чёрная дыра. А после появления чёрной дыры всё остальное просто втягивается внутрь.

Одно из множества скоплений в этом регионе подсвечивается массивными, короткоживущими голубыми звёздами. Всего за 10 миллионов лет большая часть из наиболее массивных звёзд взорвётся, став сверхновыми II типа – или просто испытает прямой коллапс

Теоретическую возможность прямого коллапса предсказывали для очень массивных звёзд, более 200-250 солнечных масс. Но недавнее исчезновение звезды такой относительно малой массы поставило теорию под вопрос. Возможно, мы не так хорошо понимаем внутренние процессы звёздных ядер, как считали, и, возможно, у звезды есть несколько способов просто схлопнуться целиком и исчезнуть, не сбрасывая какого-то ощутимого количества массы. В таком случае формирование чёрных дыр через прямой коллапс может быть гораздо более частым явлением, чем считалось, и это может быть весьма удобным для Вселенной способом создания сверхмассивных чёрных дыр на самых ранних стадиях развития. Но существует и другой итог, совершенно противоположный: световое шоу, гораздо более красочное, чем сверхновая.

При определённых условиях звезда может взорваться так, что не оставит ничего после себя!

Взрыв гиперновой. Также известен, как сверхъяркая сверхновая. Такие события бывают гораздо более яркими и дают совсем другие световые кривые (последовательность повышения и понижения яркости), чем любые сверхновые. Ведущее объяснение явления известно, как «парно-нестабильная сверхновая». Когда большая масса – в сотни, тысячи и даже многие миллионы раз больше массы всей нашей планеты – схлопывается в небольшой объём, выделяется огромное количество энергии. Теоретически, если звезда будет достаточно массивной, порядка 100 солнечных масс, выделяемая ею энергия окажется такой большой, что отдельные фотоны могут начать превращаться в электрон-позитронные пары. С электронами всё ясно, а вот позитроны – это их двойники из антиматерии, и у них есть свои особенности.

На диаграмме показан процесс производства пар, который, как считают астрономы, привёл к появлению гиперновой SN 2006gy. При появлении фотонов достаточно высокой энергии появятся и электрон-позитронные пары, из-за чего упадёт давление и начнётся неуправляемая реакция, уничтожающая звезду

При наличии большого количества позитронов они начнут сталкиваться с любыми имеющимися электронами. Эти столкновения приведут к их аннигиляции и появлению двух фотонов гамма-излучения определённой, высокой энергии. Если скорость появления позитронов (и, следовательно, гамма-лучей) достаточно низка, ядро звезды остаётся стабильным. Но если скорость увеличится достаточно сильно, эти фотоны, с энергией больше 511 кэВ, будут разогревать ядро. То есть, если начать производство электрон-позитронных пар в схлопывающемся ядре, скорость их производства будет расти всё быстрее и быстрее, что будет ещё сильнее разогревать ядро! Бесконечно это продолжаться не может – в результате это приведёт к появлению самой зрелищной сверхновой из всех: парно-нестабильной сверхновой, в которой происходит взрыв целиком всей звезды массой в более, чем 100 солнц!

Это значит, что для сверхмассивной звезды есть четыре варианта развития событий:

• Сверхновые низкой массы порождают нейтронную звезду и газ.
• Сверхновые более высокой массы порождают чёрную дыру и газ.
• Массивные звёзды в результате прямого коллапса порождают массивную чёрную дыру без всяких других остатков.
• После взрыва гиперновой остаётся один только газ.

Слева – иллюстрация художника внутренностей массивной звезды, сжигающей кремний, и находящейся на последних стадиях, предшествующих сверхновой. Справа – изображение с телескопа Чандра остатков сверхновой Кассиопея A показывает наличие таких элементов, как железо (голубой), сера (зелёный) и магний (красный). Но этот результат не обязательно был неизбежным.

При изучении очень массивной звезды появляется искушение предположить, что она станет сверхновой, после чего останется чёрная дыра или нейтронная звезда. Но на самом деле есть ещё два возможных варианта развитии событий, которые уже наблюдали, и которые происходят довольно часто по космическим меркам. Учёные всё ещё работают над пониманием того, когда и при каких условиях происходит каждое из этих событий, но они на самом деле происходят. В следующий раз, рассматривая звезду, во много раз превосходящую Солнце по массе и размеру, не думайте, что сверхновая станет неизбежным итогом. В таких объектах остаётся ещё много жизни, и много вариантов их гибели. Мы знаем, что наша наблюдаемая Вселенная началась со взрыва. В случае наиболее массивных звёзд мы пока ещё не уверены, закончат ли они свою жизнь взрывом, уничтожив себя целиком, или же тихим коллапсом, полностью сжавшись в гравитационную бездну пустоты.

Жизнь и смерть звезд

AB
12
Физика 30 (2007 г., обновление 2014 г.)
Блок D: Атомная физика

AB
12
Наука 30 (2007 г., обновлено в 2014 г.)
Блок D: Энергетика и окружающая среда

NL
11
Физика 2204 (2018)
Раздел 3: Работа и энергия

NS
12
Физика 12 (2015, 2019)
Радиоактивность

NU
12
Physics 30 (Альберта, 2007 г., обновлено в 2014 г.)
Блок D: Атомная физика

NU
12
Science 30 (Альберта, 2007 г., обновлено в 2014 г.)
Раздел D: Энергетика и окружающая среда

ВКЛ.
11
Физика, 11 класс, университет (SPh4U)
Направление D: Энергия и общество

КК
Раздел IV
Экологические науки и технологии
Материальный мир

КК
Раздел IV
Наука и окружающая среда
Материальный мир

SK
12
Физика 30 (2017)
Современная физика

NT
12
Physics 30 (Альберта, 2007 г. , обновлено в 2014 г.)
Блок D: Атомная физика

NT
12
Science 30 (Альберта, 2007 г., обновлено в 2014 г.)
Блок D: Энергетика и окружающая среда

до н.э.
11
Науки о Земле 11 (июнь 2018 г.
Большая идея: Астрономия стремится объяснить происхождение и взаимодействие Земли и ее Солнечной системы.

ВКЛ.
12
Науки о Земле и космосе, 12 класс, университет (SES4U)
Strand B: Астрономия (наука о Вселенной)

YT
11
Науки о Земле 11 (Британская Колумбия, июнь 2018 г.)
Большая идея: Астрономия стремится объяснить происхождение и взаимодействие Земли и ее Солнечной системы.

ВКЛ.
9
9 класс естественных наук (SNC1W) (2022)
Strand E: Исследование космоса

AB
11
Наука о знаниях и трудоустройстве 20–4 (2006 г.)
Модуль A: Применение вещества и химических изменений

AB
10
Наука о знаниях и трудоустройстве 10-4 (2006)
Модуль A: Исследование свойств материи

АВ
9
Наука о знаниях и трудоустройстве 8, 9 (пересмотрено в 2009 г.)
Блок B: Материя и химические изменения

AB
10
Наука 14 (2003 г. , обновлено в 2014 г.)
Модуль A: Исследование свойств материи

AB
9
Наука 7-8-9 (2003 г., обновлено в 2014 г.)
Блок B: Материя и химические изменения

до н.э.
7
Естествознание, 7 класс (июнь 2016 г.)
Большая идея: Элементы состоят из атомов одного типа, а соединения состоят из атомов разных элементов, химически объединенных.

до н.э.
9
Естествознание 9 класс (июнь 2016 г.)
Большая идея: электронное расположение атомов влияет на их химическую природу.

МБ
9
Старший 1 Наука (2000)
Кластер 2: Атомы и элементы

NL
9
9 класс Наука
Блок 2: Атомы, элементы и соединения (пересмотрено в 2011 г.)

NL
12
Наука 3200 (2005)
Модуль 1: Химические реакции

NS
9
Наука 9 (2021)
Атомы и элементы

НУ
9
Наука о знаниях и трудоустройстве 9 (Альберта, редакция 2009 г.)
Блок B: Материя и химические изменения

NU
9
Наука 9 (Альберта, 2003 г., обновлено в 2014 г.)
Блок B: Материя и химические изменения

NU
11
Наука о знаниях и трудоустройстве 20–4 (Альберта, 2006 г. )
Раздел A: Применение материи и химических изменений

НУ
10
Наука о знаниях и трудоустройстве 10-4 (2006)
Модуль A: Исследование свойств материи

NU
10
Наука 14 (2003 г., обновлено в 2014 г.)
Модуль A: Исследование свойств материи

PE
9
Естествознание, 9 класс (пересмотрено в 2018 г.)
Знание содержания: CK 2.1

YT
7
Science Grade 7 (Британская Колумбия, июнь 2016 г.)
Большая идея: электромагнитная сила производит как электричество, так и магнетизм.

ЮТ
9
Science Grade 9 (Британская Колумбия, июнь 2016 г.)
Большая идея: электронное расположение атомов влияет на их химическую природу.

СК
9
Наука 9 (2009)
Физические науки – атомы и элементы (AE)

NT
9
Наука о знаниях и трудоустройстве 9 (Альберта, редакция 2009 г.)
Модуль B: Материя и химические изменения

NT
9
Наука 9 (Альберта, 2003 г., обновлено в 2014 г.)
Модуль B: Материя и химические изменения

NT
11
Наука о знаниях и трудоустройстве 20–4 (Альберта, 2006 г.)
Модуль A: Применение материи и химических изменений

NT
10
Наука о знаниях и трудоустройстве 10-4 (Альберта, 2006 г. )
Модуль A: Исследование свойств материи

НТ
10
Наука 14 (Альберта, 2003 г., обновлено в 2014 г.)
Модуль A: Исследование свойств материи

ON
9
9 класс естественных наук (SNC1W) (2022)
Strand C: The Nature of Matter

Что происходит со звездой, когда она умирает?

••• Jupiterimages/Photos.com/Getty Images

Обновлено 24 апреля 2017 г.

Автор Карен Адамс

Процесс умирания звезды подобен реинкарнации. Звезда на самом деле никогда не умирает, а материя остается и создает другие образования в космосе. Астрономы сформировали только теории о том, что в конечном итоге происходит со звездами, потому что Вселенная Земли еще очень молода. Одной из главных целей жизни звезды является достижение равновесия или стабильности, и как только это происходит, звезда снова начинает трансформироваться.

Солнечные массы

Если масса звезды составляет половину массы Солнца или 0,5 массы Солнца, звезда не коллапсирует сама на себя, когда умирает. Эта звезда превращается в белого карлика. Процесс зависит от ее равновесия, или когда звезда перестает меняться, и давление газа, выталкиваемого из центра, равно силе тяжести, притягивающей атомы к центру. Затем звезда входит в активную фазу, где водород начинает сгорать в гелий. Когда это заканчивается, цикл начинается заново; исходная звезда умирает и становится белым карликом.

Белый карлик

Ядро белого карлика окружает себя слоями водорода, которые все еще горят, продолжая плавиться. Звезда расширяется, становится больше и в конце концов снова трансформируется, становясь красным гигантом. Вместо того, чтобы умереть, процесс начинается снова; только теперь белый карлик начинает новую жизнь в качестве красного гиганта.

Красный гигант

В фазе красного гиганта звезда синтезирует гелий из всего сгоревшего водорода с образованием углерода и кислорода. Однако у звезды должно быть достаточно энергии, иначе ее внешняя оболочка начнет сбрасываться, оставляя после себя неактивное ядро ​​или просто молекулы кислорода и углерода. Затем красный гигант снова становится белым карликом, но только остатком. Затем остаток теоретически становится черным карликом; однако это еще не доказано научно. Если красной гигантской звезде достаточно энергии, то вместо смерти образуется туманность.

Ниже предела Чандрасекара

Предел Чандрасекара в 1,4 раза превышает массу Солнца. Если звезда достигает продуктивной фазы и находится ниже предела Чандрасекара, она становится белым карликом. Однако, если звезда больше этого предела, образуется нейтронная звезда. Если масса звезды более чем в пять раз превышает массу Солнца, то горение водорода полностью прекращается, образуя сверхновую, а любой другой звездный материал образует черную дыру.

Связанные статьи

Ссылки

• Вселенная сегодня: как умирают звезды?

Об авторе

Карен Адамс профессионально пишет с 2003 года. В Университете Флориды она работала в школьной газете, одновременно получая степень бакалавра искусств по английскому языку.