Жизнь и смерть звезд во Вселенной
На сегодняшний день в видимой Вселенной ученые, благодаря высокотехнологическому оборудованию, зарегистрировали более триллиона звезд.
Однако, когда мы смотрим на ночное небо, мы не можем разглядеть и сотой доли всего этого бесчисленного, бесконечно огромного и пугающего числа светил всех мастей и размеров. Нам кажется, что эти крошечные мерцающие точечки на темном полотне небосклона ничем не отличаются друг от друга, ведь выглядят они совершенно одинаково.
Оказывается, мы глубоко заблуждаемся: каждая звезда обладает определенным набором уникальных характеристик, которые отличают ее от остальных светил и определяют в ту или иную "звездную" группу.
Об этих характеристиках, решающих судьбу каждой звезды, и пойдет речь далее!
Однако, когда мы смотрим на ночное небо, мы не можем разглядеть и сотой доли всего этого бесчисленного, бесконечно огромного и пугающего числа светил всех мастей и размеров. Нам кажется, что эти крошечные мерцающие точечки на темном полотне небосклона ничем не отличаются друг от друга, ведь выглядят они совершенно одинаково.
Оказывается, мы глубоко заблуждаемся: каждая звезда обладает определенным набором уникальных характеристик, которые отличают ее от остальных светил и определяют в ту или иную "звездную" группу.
Об этих характеристиках, решающих судьбу каждой звезды, и пойдет речь далее!
Звезды. Что это?
Звезда - это самогравитирующий объект, в центре которого протекают термоядерные реакции, в результате которых вырабатывается энергия и излучается свет.
«Самогравитирующий» означает, что объект поддерживает свою целостность исключительно благодаря гравитации.
Поскольку вес даже самой маленькой звёздочки значительно превосходит массу самых крупных планет, небесные светила обладают достаточной гравитацией для того, чтобы удерживать вокруг себя все объекты меньших размеров, которые начинают крутиться вокруг них, образуя планетную систему . Продолжительность жизни звезд настолько велика (до десятков миллиардов лет), что астрономы не могут проследить жизнь хотя бы одной из них от начала до конца. Зато у ученых есть возможность наблюдать за звездами, находящимися на разных стадиях развития.
Поскольку вес даже самой маленькой звёздочки значительно превосходит массу самых крупных планет, небесные светила обладают достаточной гравитацией для того, чтобы удерживать вокруг себя все объекты меньших размеров, которые начинают крутиться вокруг них, образуя планетную систему . Продолжительность жизни звезд настолько велика (до десятков миллиардов лет), что астрономы не могут проследить жизнь хотя бы одной из них от начала до конца. Зато у ученых есть возможность наблюдать за звездами, находящимися на разных стадиях развития.
Звезды — это удивительные лаборатории, гигантские тигли, о каких не может мечтать ни один химик.
Анри Пуанкаре
Французский математик, физик, астроном
Как образуются звезды?
Яркое начало
Образуются звезды из межзвездного газа и пыли, которые сжимаются и уплотняются под действием собственной гравитации. Во время сжатия температура таких газовых облаков резко увеличивается, из-за чего сильно возрастает и их плотность. На данной стадии это уже не облако, но еще и не звезда, поэтому его называют протозвездой (от греч. «протос» — «первый»). Постепенно температура протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, и тогда начинаются термоядерные реакции синтеза гелия из водорода.
Классификация звезд
Звезды разных классов: Коричневый карлик, Желтый карлик, Голубой гигант
Как классифицируют светила?
Главная последовательность — класс звезд, а также область на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, образованная ими. Она расположена примерно на диагонали этой диаграммы и проходит из её верхнего левого угла (высокие светимости, синий цвет) в правый нижний угол (низкие светимости, красный цвет).
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела: prezentacii.org
Одним из основных классов звезд является главная последовательность. Это видно на диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Собственно говоря, на ней область данных светил располагается по диагонали, которая начинается слева от верхнего угла и направлена вправо к нижнему углу. То есть от наивысшей светимости к самой низкой (от синего цвета к красному). Таким образом, главная последовательность звезд широко охватывает объекты, различные по своим характеристикам.
Между прочим все светила в тот или иной момент своей жизни проходят данный этап эволюции. Причем он отличается высокой продолжительностью.
Правда, бывают исключения. Например, субкарлики не достигают основной категории звёздных тел. Хотя они относятся к одному спектральному классу, субкарлики менее яркие. Поэтому в диаграмме лежат ниже, чем главная последовательность звезд.
Между прочим все светила в тот или иной момент своей жизни проходят данный этап эволюции. Причем он отличается высокой продолжительностью.
Правда, бывают исключения. Например, субкарлики не достигают основной категории звёздных тел. Хотя они относятся к одному спектральному классу, субкарлики менее яркие. Поэтому в диаграмме лежат ниже, чем главная последовательность звезд.
Астрономия побуждает душу взглянуть ввысь и уводит нас из этого мира в другой.
Платон
Древнегреческий философ
Звезды во Вселенной
Температура светил измеряется по абсолютной шкале — в градусах по шкале Кельвина. Температура плавления льда в этой шкале равна 273 К. Нуль градусов шкалы Кельвина соответственно равен
—273° по Цельсию.
—273° по Цельсию.
Красные карлики
Красный карлик — согласно диаграмме Герцшпрунга — Рассела, маленькая и относительно холодная звезда главной последовательности, имеющая спектральный класс М или поздний К. Масса красных карликов не превышает трети солнечной массы. Температура поверхности красного карлика достигает 3500 К, что сравнимо с температурой спирали лампы накаливания, поэтому вопреки своему названию красные карлики, аналогично лампам, испускают свет не красного, а скорее охристо-желтоватого оттенка. В красных карликах невозможны термоядерные реакции с участием гелия, поэтому они не могут превратиться в красные гиганты. Со временем они постепенно сжимаются и всё больше нагреваются, пока не израсходуют весь запас водородного топлива, и постепенно превращаются в голубые карлики, а затем — в белые карлики с гелиевым ядром.
Желтые карлики
Желтые карлики – это, как правило, звезды средней массы, светимости и температуры поверхности. Они являются звездами основной последовательности, располагаясь примерно в середине на диаграмме Герцшпрунга — Рассела и следуя за более холодными и менее массивными красными карликами. Масса желтых карликов лежит зачастую в пределах от 0,8 до 1,2 массы Солнца. При этом температура их поверхности составляет в своем большинстве от 5 до 6 тысяч градусов по Кельвину. Наиболее ярким и известным нам представителем из числа желтых карликов является наше Солнце.
Коричневые карлики
Как и в обычных звездах, в коричневых карликах протекают термоядерные реакции на ядрах легких элементов, однако в отличие от звезд главной последовательности, вклад в общее тепловыделение от реакции слияния ядер водорода довольно незначителен. Запасов ядер легких элементов в недрах коричневых карликов, как правило, немного, поэтому подобные реакции быстро прекращаются, а сами объекты со временем остывают, превращаясь в подобие планет. Иными словами коричневые карлики – это несостоявшиеся звезды, которым не хватило массы для протекания полноценных термоядерных реакций.
Зависимость яркости звезд от их температуры
Красные гиганты
Это звезды, у которых начала гореть оболочка. Они становятся больше, ярче и при этом холоднее. Красные гиганты неспроста так названы, их размеры просто огромны, радиус среднего красного гиганта превосходит радиус нашего Солнца в сотни раз, размеры же больше солнечного примерно в 1500 раз. Красный гигант представляет собой звезду, у которой истощились запасы водорода. Ядро ее состоит исключительно из гелия, которое в силу действия сил гравитации и отсутствия водорода начинает интенсивно сжиматься, в то же время окружающий ядро слой водорода наоборот начинает расширяться в окружающее пространство, при этом стремительно остывать. Звезда при этом принимает ярко красный свет
Голубые гиганты
Голубые звезды – это, как правило, молодые и горячие гиганты, расположенные в рукавах и на окраинах галактик, в звездных скоплениях и зонах активного звездообразования.
На диаграмме Герцшпрунга-Рассела они занимают верхнее окончание основной последовательности, следуя сразу же за белыми звездами. Массы голубых гигантов, по нашим представлениям, огромны. Они, как правило, составляют от 10 до 20 масс Солнца, а иногда достигают и 50-60 солнечных масс.
Температуры фотосфер таких звезд могут доходить до значений в 50-60 тысяч градусов по Кельвину, что делает их самыми горячими объектами во Вселенной. Эволюция голубых гигантов очень интересна, однако до конца не изучена и непонята астрономами. После того, как запасы водорода в ядре такой звезды исчерпываются, она переходит в фазу голубого сверхгиганта.
На диаграмме Герцшпрунга-Рассела они занимают верхнее окончание основной последовательности, следуя сразу же за белыми звездами. Массы голубых гигантов, по нашим представлениям, огромны. Они, как правило, составляют от 10 до 20 масс Солнца, а иногда достигают и 50-60 солнечных масс.
Температуры фотосфер таких звезд могут доходить до значений в 50-60 тысяч градусов по Кельвину, что делает их самыми горячими объектами во Вселенной. Эволюция голубых гигантов очень интересна, однако до конца не изучена и непонята астрономами. После того, как запасы водорода в ядре такой звезды исчерпываются, она переходит в фазу голубого сверхгиганта.
Голубые сверхгиганты
Голубые сверхгиганты – одни из самых массивных и ярких звёзд. По размерам они превосходят гигантов. Типичная масса голубых сверхгигантов – 15-50 масс Солнца. Они находятся в верхней левой части диаграммы Герцшпрунга-Рассела справа от главной последовательности. Температуры поверхности – 10 000-50 000 K, светимость, 10000-1000000 светимостей Солнца. Типичная продолжительность жизни звёзд данного типа – 5-10 млн. лет. Голубой сверхгигант – это массивная звезда, которая живет недолго и умирает молодой, что делает её трудным объектом космоса для изучения астрономами, даже использующими самые сверхсовременные инструменты.
Участь Красных гигантов
Предел Чандрасекара— верхний предел массы, при котором звезда может существовать как белый карлик. Если масса звезды превышает этот предел, то она становится нейтронной звездой.
Взрыв сверхновой Eсли масса ядра красного гиганта превышает предел Чандрасекара, равный 1,44 солнечной массы, то звезда не просто сбрасывают свою оболочку в финале, но высвобождает скопившуюся энергию в мощнейшем термоядерном взрыве – сверхновой. Сверхновая звезда, или взрыв сверхновой — процесс колоссального взрыва звезды в конце ее жизни. При этом освобождается огромная энергия, а светимость возрастает в миллиарды раз. Оболочка звезды выбрасывается в космос, образуя туманность. А ядро сжимается настолько, что становится либо нейтронной звездой, либо чёрной дырой |
Нейтрон (n) (от лат. neuter - ни тот, ни другой) - элементарная частица с нулевым электрич. зарядом и массой, незначительно большей массы протона.
Нейтронные звезды В сердце остатков сверхновой, разбрасывающей звездное вещество с огромной силой на многие световые годы вокруг, остается в этом случае уже не белый карлик, а сверхплотная нейтронная звезда, радиусом всего в 10-20 километров. Типичная нейтронная звезда имеет примерно такую же массу, что и Солнце, тогда как ее диаметр составляет 10-20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такого объекта в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8⋅1017 кг/м³). Ядро светила состоит из нейтронов, тонкая кора — атомных ядер и электронов. Гравитационному сжатию небесного тела препятствуют ядерные силы. Многие нейтронные звёзды обладают чрезвычайно высокой скоростью осевого вращения, — до нескольких сотен оборотов в секунду. Также важной чертой является сильное магнитное поле. Его мощь, в значительной мере, определяет остальные свойства и происходящие процессы. |
Черная дыра — объект (область в пространстве-времени), чья гравитация настолько велика, что он притягивает все известные объекты, включая те, которые движутся со скоростью света.
Черные дыры Однако если масса красного гиганта больше 30 солнечных масс (вернее, уже сверхгиганта), а масса его ядра равна примерно 2,5-3 массам Солнца, то не образуется уже ни белый карлик, ни нейтронная звезда. В центре останков сверхновой появляется нечто куда более впечатляющее – черная дыра, так как ядро взорвавшейся звезды сжимается настолько сильно, что коллапсировать начинают даже нейтроны, и больше уже ничто, включая свет, не может покинуть пределов новорожденной черной дыры – вернее, ее горизонта событий. |
Черные дыры - это то место, где Бог разделен на ноль.
Альберт Эйнштейн
Немецкий физик-теортетик
Как меняется положение звезд на диаграмме Герцшпрунга — Рассела?
При уменьшении водородных ресурсов скорость реакций и давление в звезде также падают. Из-за чего светило сжимается, а в его центре увеличивается давление. В результате растёт количество выделяемой энергии, светимость и температура поверхности.
Значит на диаграмме тело изменяет положение, как только меняются процессы внутри него. То есть с течением времени звезда сходит с основной области и переходит на другую эволюционную стадию.
Значит на диаграмме тело изменяет положение, как только меняются процессы внутри него. То есть с течением времени звезда сходит с основной области и переходит на другую эволюционную стадию.
Наглядное сравнение астрономических объектов
Столкновение звезд
Столкновение звёзд — процесс, при котором две звезды приближаются друг к другу и под действием силы тяжести сливаются в один объект большего размера. По расчётам астрономов, такие события происходят в шаровых скоплениях нашей Галактики примерно раз в 10 тыс. лет. Серия звёздных столкновений внутри плотного скопления за короткий период времени может привести к возникновению чёрной дыры
Солнце - наша звезда
Параметры Солнца: gifer.com
Строение Солнца
Обратимся к ближайшей к нам звезде – Солнцу, ведь именно рядом с ним зародилась, развилась жизнь и продолжает совершенствоваться, выходя на новые уровни развития и открывая для себя все новые и новые горизонты. Процесс термоядерного синтеза в ядре Солнца нaчaлcя 4,6 миллиapдa лeт нaзaд и c тex пop не менял своей интенсивности.
С Земли кажется, что светило имеет желтый цвет, однако это иллюзия, связанная с влиянием атмосферы нашей планеты на солнечный свет. На самом деле Солнце излучает почти белый свет.
С Земли кажется, что светило имеет желтый цвет, однако это иллюзия, связанная с влиянием атмосферы нашей планеты на солнечный свет. На самом деле Солнце излучает почти белый свет.
Коротко о Солнце: sebeadmin.ru
По астрономической классификации Солнце относится к типу «желтых карликов». Это значит, что оно не так и велико по сравнению с размерами других звезд, но довольно ярко светит.
В самом центре тела нашей звезды расположено ядро. Оно занимает четверть радиуса Солнца. Именно тут «бушуют» термоядерные реакции, порождая видимое нам излучение. Вследствие огромных размеров, плотность вещества внутри светила огромна – в 150 раз больше плотности воды.
Далее находится зона лучистого переноса, по которой хаотично движутся фотоны. Удивительно, что в среднем достигают они следующего слоя за 170 тысяч лет.
Конвективная зона – внешняя область Солнца, где движение плазмы происходит за счёт явления конвекции (тёплое устремляется наверх и остывает, холодное идёт вниз для нагревания). Между этими двумя областями располагается тонкий слой под названием «тахоклин» – область возникновения магнитного поля.
Солнечная атмосфера трёхслойная: хромосфера, переходная часть, корона. Видимая глазу поверхность глубиной несколько сотен километров, носит название – фотосфера.
Схема строения Солнца: muravlenkoekokl.ucoz.ru
Солнце светит без цели кого-то согреть.
Джек Лондон
Американский писатель
Строение Солнца и процессы, протекающие в нем.
Этапы эволюции Солнца: new-science.ru
Смерть Солнца
Что станет с Землей?
Зaпac водорода в звeздe нe бeзгpaничeн: гopючeгo cвeтилу xвaтит eщe нa 5 миллиapдoв лeт жизни. Но что же произойдет после?
Чeм бoльшe в звeздe нaкaпливaeтcя гeлия, тeм бoльшe cгopaeт вoдopoдa. Cлeдcтвиeм этoгo являeтcя бoльший выxoд энepгии и увeличeниe яpкocти cвeчeния. Bы eдвa ли зaмeтитe эти измeнeния в кpaткocpoчнoй пepcпeктивe, нo зa пocлeдующий миллиapд лeт Coлнцe cтaнeт яpчe нa 10%. A этo ужe нe oбeщaeт ничeгo xopoшeгo Зeмлe и дpугим плaнeтaм нaшeй cиcтeмы.
Чepeз З,5 миллиapдa лeт Coлнцe будeт яpчe ужe нa 40%, чeм ceйчac. Teмпepaтуpa нa пoвepxнocти Зeмли увeличитcя нacтoлькo, чтo cущecтвoвaниe нa нeй жидкoй вoды cтaнeт нeвoзмoжным. Oкeaны выкипят, и пap нe зaдepжитcя в aтмocфepe. Лeдники pacтaют, a cнeг ocтaнeтcя лишь мифoм дaвнo зaбытыx вpeмeн. Bce уcлoвия для жизни нa плaнeтe будут уничтoжeны бeзжaлocтным coлнeчным излучeниeм. Haшa гoлубaя плaнeтa oкoнчaтeльнo пpeвpaтитcя в pacкaлeнную выcушeнную Beнepу.
Чeм бoльшe в звeздe нaкaпливaeтcя гeлия, тeм бoльшe cгopaeт вoдopoдa. Cлeдcтвиeм этoгo являeтcя бoльший выxoд энepгии и увeличeниe яpкocти cвeчeния. Bы eдвa ли зaмeтитe эти измeнeния в кpaткocpoчнoй пepcпeктивe, нo зa пocлeдующий миллиapд лeт Coлнцe cтaнeт яpчe нa 10%. A этo ужe нe oбeщaeт ничeгo xopoшeгo Зeмлe и дpугим плaнeтaм нaшeй cиcтeмы.
Чepeз З,5 миллиapдa лeт Coлнцe будeт яpчe ужe нa 40%, чeм ceйчac. Teмпepaтуpa нa пoвepxнocти Зeмли увeличитcя нacтoлькo, чтo cущecтвoвaниe нa нeй жидкoй вoды cтaнeт нeвoзмoжным. Oкeaны выкипят, и пap нe зaдepжитcя в aтмocфepe. Лeдники pacтaют, a cнeг ocтaнeтcя лишь мифoм дaвнo зaбытыx вpeмeн. Bce уcлoвия для жизни нa плaнeтe будут уничтoжeны бeзжaлocтным coлнeчным излучeниeм. Haшa гoлубaя плaнeтa oкoнчaтeльнo пpeвpaтитcя в pacкaлeнную выcушeнную Beнepу.
Примерный размер Солнца через 5 миллиардов лет: commons.wikimedia.org
Во что превратится Солнце?
Постепенно из-за выгорания водорода ядро будет уменьшаться в размерах, а вся звезда в целом – увеличиваться. Через 5 –6 миллиардов лет, когда весь водород в центре Солнца превратится в гелий, прекратится водородная реакция, а самогравитация светила возобновит сжатие обогащенного гелием ядра, вызвав рост температуры и давления внутри него. Ядра гелия будут все более плотно прижиматься друг к другу, благодаря чему начнется новый этап термоядерных реакций – синтез углерода. Размеры светила станут увеличиваться вплоть до достижения пределов орбиты Земли. Солнце станет красным гигантом и будет находиться в таком состоянии предположительно 120 млн. лет. На выгорание гелия уйдет порядка 110 млн лет, после чего звезда снова расширится и станет красным гигантом, но эта стадия будет длиться уже 20 млн лет.
Из-за пульсаций, связанных с изменениями температуры Солнца, его внешние слои отделятся от ядра и образуют планетарную туманность. Само же ядро превратится в белый карлик – объект, чьи размеры будут сопоставимы размерами Земли, а масса будет равна половине современной солнечной массы. Далее этот карлик, состоящий из углерода и кислорода, будет постепенно остывать. Никаких термоядерных реакций в белом карлике идти не будет, поэтому со временем (за десятки млрд лет) он превратится в черный карлик – остывшую плотную массу вещества. На этом эволюция Солнца завершится.
Из-за пульсаций, связанных с изменениями температуры Солнца, его внешние слои отделятся от ядра и образуют планетарную туманность. Само же ядро превратится в белый карлик – объект, чьи размеры будут сопоставимы размерами Земли, а масса будет равна половине современной солнечной массы. Далее этот карлик, состоящий из углерода и кислорода, будет постепенно остывать. Никаких термоядерных реакций в белом карлике идти не будет, поэтому со временем (за десятки млрд лет) он превратится в черный карлик – остывшую плотную массу вещества. На этом эволюция Солнца завершится.
Смерть солнца. Анимация.
Таким образом, Каждая звезда во Вселенной проходит свой жизненный путь — от рождения до смерти.
Развитие и длительность жизни звёзд различны, так как в них протекают разные химические и физические процессы. Каждая звезда оставляет после себя определенный след, масштаб и природа которого напрямую связаны с размерами светила, и каждая звезда тем или иным образом влияет на эволюцию Вселенной, ведь любые, даже самые малые, на первый взгляд, события могут привести к непоправимым последствиям и сыграть решающую роль в судьбе всего мироздания...
