Эволюция звезд рождение жизнь и смерть звезд


Эволюция звезд рождение жизнь и смерть звезд 2 630

Темная, ясная, безлунная ночь. Вы смотрите в небо. Вы видите тысячи звезд, расположенных в виде созвездий. Свет от этих звезд прошел большие расстояния, чтобы достичь Земли. Но что такое звезды? Как далеко они? Они все одинаковые? Есть ли вокруг них другие планеты? В этой статье мы рассмотрим увлекательный мир звезд. Мы рассмотрим природу звезд, их типы, как они образуются и как умирают.

Звезды и их свойства

Звезды – это массивные светящиеся шары горячих газов, в основном водорода и гелия. Некоторые звезды находятся относительно близко (ближайшие 30 звезд находятся в пределах 40 парсек), а другие – далеко-далеко. Астрономы могут измерять расстояние с помощью метода, называемого параллаксом, при котором изменение положения звезды на небе измеряется в разное время в течение года.

Некоторые звезды одни на небе, у других есть спутники (двойные звезды), а некоторые являются частью больших скоплений, содержащих тысячи или миллионы звезд.

Не все звезды одинаковы. Они бывают разных размеров, яркости, температуры и цвета. И имеют много особенностей, которые можно измерить, изучая свет, который они излучают:


    • температура
    • спектр или длина волны испускаемый свет
    • яркость
    • светимость
    • размер (радиус)
    • масса
    • движение (к нам или от нас, скорость вращения)

И если вы изучаете звезды, вы захотите включить эти термины в свой звездный словарь:

    • абсолютная величина — кажущаяся величина звезды, если она находилась в 10 парсеках от Земли
    • видимая величина — яркость звезды, наблюдаемая с Земли
      светимость — общее количество энергии, излучаемой звездой в секунду
    • парсек — измерение расстояния (3,3 световых года, 33 триллиона километров)
      световой год — измерение расстояния (10 триллионов километров)
    • спектр — свет различной длины волны, излучаемый звездой
    • масса Солнца — масса Солнца; 1,99 x 10 30 кг (330 000 масс Земли)
    • солнечный радиус — радиус Солнца; 418 000 миль (696 000 километров)

Температура и спектр


Некоторые звезды очень горячие, другие – менее. Вы можете определить это по цвету света, который они испускают. Если вы посмотрите на угли в угольном гриле, то поймете, что красные светящиеся угли холоднее, чем белые. То же самое относится и к звездам. Синяя или белая звезда горячее, чем желтая звезда, которая горячее, чем красная звезда. Итак, если вы посмотрите на самый сильный цвет или длину волны света, излучаемого звездой, то вы можете рассчитать ее температуру (температура в градусах Кельвина = 3 x 106/ длина волны в нанометрах).

Спектр звезды может также показать химические элементы, которые находятся в ней, потому что различные элементы (например, водород, гелий, углерод, кальций) поглощают свет на разных длинах волн.

Яркость, светимость и радиус

Когда вы смотрите на ночное небо, вы видите, что некоторые звезды ярче других, как показано на этом изображении Ориона.

Два фактора определяют яркость звезды:

    • светимость — сколько энергии он выделяет в данный момент времени
    • расстояние — насколько далеко от нас

Прожектор излучает больше света, чем фонарик. То есть прожектор светится ярче. Однако если этот прожектор находится на расстоянии 8 километров от вас, он не будет таким ярким, поскольку интенсивность света уменьшается с увеличением квадрата расстояния. Прожектор в 8 километров от вас может выглядеть таким же ярким, как фонарик в 15 сантиметрах от вас. То же самое относится и к звездам.


Астрономы (профессиональные или любители) могут измерять яркость звезды (количество испускаемого ею света) с помощью фотометра или прибора с зарядовой связью (ПЗС) на конце телескопа. Если они знают яркость звезды и расстояние до звезды, они могут рассчитать светимость звезды:

[яркость = светимость х 12,57 х (расстояние)² ]

Светимость также связана с размером звезды. Чем больше звезда, тем больше энергии она излучает и тем ярче. Это можно увидеть и на угольном гриле. Три светящихся красных угольных брикета производят больше энергии, чем один светящийся красный угольный брикет при той же температуре. Аналогично, если две звезды имеют одинаковую температуру, но разные размеры, то большая звезда будет более яркой, чем маленькая.

Масса и движение

В 1924 году астроном А.С. Эддингтон показал, что светимость и масса звезды связаны между собой. Чем больше звезда (то есть более массивна), тем она ярче (светимость = масса³).

Звезды вокруг нас движутся относительно нашей солнечной системы. Некоторые уходят от нас, а некоторые направляются к нам. Движение звезд влияет на длины волн света, которые мы получаем от них, подобно тому, как высокий звук сирены пожарной машины понижается, когда грузовик проходит мимо вас. Это явление называется эффектом Доплера. Измеряя спектр звезды и сравнивая его со спектром стандартной лампы, можно измерить величину доплеровского сдвига. Величина доплеровского сдвига говорит нам, как быстро звезда движется относительно нас.


Кроме того, направление доплеровского сдвига может сказать нам направление движения звезды. Если спектр звезды смещен в синий конец, то звезда движется к нам; если спектр смещен в красный конец, то она удаляется от нас. Аналогично, если звезда вращается вокруг своей оси, доплеровский сдвиг ее спектра может быть использован для измерения скорости ее вращения.

Итак, вы можете видеть, что мы можем довольно много рассказать о звезде по свету, который она излучает. Кроме того, сегодня астрономы-любители имеют такие устройства, как большие телескопы, ПЗС-матрицы и спектроскопы, доступные по относительно низкой цене.

Таким образом, любители могут проводить такие же измерения и звездные исследования, которые раньше делали только профессионалы.

Классификация звезд: объединение свойств

В начале 1900-х годов два астронома, Энни Джамп Кэннон и Сесилия Пейн, классифицировали спектры звезд в соответствии с их температурой. Кэннон действительно выполнил классификацию, а Пейн позже объяснил, что спектральный класс звезды действительно определяется температурой.

В 1912 году датский астроном Эйнар Герцспрунг и американский астроном Генри Норрис Рассел независимо друг от друга изобразили зависимость светимости от температуры для тысяч звезд и обнаружили удивительное соотношение: большинство звезд лежат вдоль гладкой диагональной кривой, называемой главной последовательностью, с горячими светящимися звездами в верхнем левом углу и прохладными тусклыми звездами в нижнем правом. Вне главной последовательности есть прохладные, яркие звезды в верхнем правом углу и горячие, тусклые звезды в левом нижнем углу.


Эволюция звезд рождение жизнь и смерть звезд

Радиус звезд увеличивается по мере того, как вы продвигаетесь вниз по левой диагонали к верхнему правому углу:

    • Сириус B = 0,01 солнечного радиуса
    • Солнце = 1 солнечный радиус
    • Спика = 10 солнечных радиусов
    • Ригель = 100 солнечных радиусов
    • Бетельгейзе = 1000 солнечных радиусов

Звезды вдоль главной последовательности изменяются от самой высокой (приблизительно 30 солнечных масс) в верхнем левом углу до самой низкой (приблизительно 0,1 солнечной массы) в нижней правой части. Наше солнце — средняя звезда.

Белые карлики не классифицируются, потому что их звездные спектры отличаются от большинства других звезд.

Жизнь звезды

Как мы уже упоминали ранее, звезды – это большие газовые шары. Новые звезды образуются из больших, холодных (10 градусов Кельвина) облаков пыли и газа (в основном, водорода), которые лежат между существующими звездами в галактике.

Обычно с облаком происходит гравитационное возмущение определенного типа, такое как прохождение ближайшей звезды или ударная волна от взрывающейся сверхновой. В результате нарушения внутри облака образуются сгустки.


Сгустки рушатся внутрь, притягивая газ внутрь под действием силы тяжести. Сгусток сжимается и нагревается.
Сгусток начинает вращаться и расплющиваться в диск.
Диск продолжает вращаться быстрее, втягивать больше газа и пыли внутрь и нагреваться.
Примерно через миллион лет в центре диска образуется небольшое горячее ядро (1500 градусов Кельвина), которое называется протозвездой.
Поскольку газ и пыль продолжают падать внутрь диска, они отдают энергию протозвезде, которая нагревается все сильнее.

Когда температура протозвезды достигает около 7 миллионов градусов Кельвина, водород начинает плавиться, превращаясь в гелий и выделяя энергию.

Материал продолжает падать в молодую звезду в течение миллионов лет, потому что коллапс под действием силы тяжести больше, чем внешнее давление, оказываемое ядерным синтезом. Поэтому внутренняя температура протозвезды увеличивается.

Если достаточная масса (0,1 солнечной массы или больше) падает в протозвезду и температура становится достаточно горячей для устойчивого синтеза, то протозвезда имеет массивный выброс газа в виде струи, называемой биполярным потоком. Если массы недостаточно, звезда не сформируется, а вместо этого станет коричневым карликом.

Биполярный поток счищает газ и пыль от молодой звезды. Некоторое количество этого газа и пыли может позже накапливаться с образованием планет.

Молодая звезда теперь стабильна в том, что внешнее давление от синтеза водорода уравновешивает внутреннее притяжение гравитации. Звезда входит в главную последовательность; где она лежит на главной последовательности, зависит от её массы.

Теперь, когда звезда стабильна, она имеет те же части, что и наше Солнце:


    • ядро — где происходят реакции ядерного синтеза
    • излучательная зона — где фотоны отводят энергию от ядра
    • конвективная зона — где конвекционные потоки несут энергию к поверхности

Тем не менее, внутренность может варьироваться в зависимости от расположения слоев. Звезды, подобные Солнцу, и те, которые менее массивны, чем Солнце, имеют слои в порядке, описанном выше. Звезды, которые в несколько раз массивнее Солнца, имеют глубокие конвективные слои в своих ядрах и излучающие внешние слои. Напротив, звезды, которые являются промежуточными между солнцем и самыми массивными звездами, могут иметь только излучающий слой.

Жизнь на главной последовательности

Звезды на главной последовательности горят, сливая водород в гелий. Большие имеют более высокую температуру ядра, чем маленькие звезды. Поэтому они сжигают водородное топливо в ядре быстрее, тогда как маленькие сжигают его медленнее. Время, которое звезды проводят на главной последовательности, зависит от того, насколько быстро водород расходуется. Поэтому у массивных звезд время жизни короче (солнце будет гореть в течение примерно 10 миллиардов лет). Что произойдет, когда водород в ядре исчезнет, зависит от массы звезды.

Смерть звезды


Через несколько миллиардов лет после начала жизни звезда умрет. Однако то, как звезда умирает, зависит от типа звезды.

Звезды, как Солнце
Когда в ядре заканчивается водородное топливо, оно сжимается под действием силы тяжести. Однако некоторое слияние водорода произойдет в верхних слоях. Когда ядро сжимается, оно нагревается. Это нагревает верхние слои, заставляя их расширяться. По мере расширения внешних слоев радиус звезды будет увеличиваться, и она станет красным гигантом.

Радиус красного гигантского солнца будет чуть выше орбиты Земли. В какой-то момент после этого ядро станет достаточно горячим, чтобы заставить гелий плавиться в углерод. Когда закончится гелиевое топливо, ядро расширится и охладится. Верхние слои будут расширяться и выбрасывать материал, который будет собираться вокруг умирающей звезды, образуя планетарную туманность. Наконец, ядро превратится в белого карлика, а затем в конечном итоге в черного карлика. Весь этот процесс займет несколько миллиардов лет.

Звезды, массивнее Солнца
Когда в ядре заканчивается водород, эти звезды превращают гелий в углерод так же, как Солнце. Однако после того, как гелий исчезнет, его массы достаточно, чтобы сжечь углерод в более тяжелые элементы, такие как кислород, неон, кремний, магний, сера и железо.


Как только ядро превратилось в железо, оно больше не может гореть. Звезда разрушается под действием собственной силы тяжести, и железное ядро нагревается. Ядро становится настолько плотным, что протоны и электроны сливаются, образуя нейтроны. Менее чем за секунду железное ядро размером с Землю сжимается до нейтронного ядра с радиусом около 10 километров. Внешние слои звезды падают внутрь на нейтронное ядро, тем самым разрушая его дальше.

Ядро нагревается до миллиардов градусов и взрывается (сверхновая), тем самым выпуская большое количество энергии и материала в космос. Ударная волна от сверхновой может инициировать образование звезд в других межзвездных облаках. Остатки ядра могут образовывать нейтронную звезду или черную дыру в зависимости от массы исходной звезды.

    • 10 фактов о черных дырах, которые вы не знали

звезды

Источник: qil.ru

Астрофизика уже достаточно продвинулась в изучении эволюции звезд. Теоретические модели подкреплены надежными наблюдениями, и несмотря на наличие некоторых пробелов, общая картина жизненного цикла звезды давно известна.


 

 

Рождение

 

Все начинается с молекулярного облака. Это огромные области межзвездного газа, достаточно плотные для того, чтобы в них сформировались молекулы водорода.

 

Затем происходит событие. Возможно, оно будет вызвано ударной волной от взорвавшейся рядом сверхновой, а может и естественной динамикой внутри молекулярного облака. Однако исход один – гравитационная неустойчивость приводит к формированию центра тяжести где-то внутри облака.

 

Поддаваясь соблазну гравитации, окружающее вещество начинает вращаться вокруг этого центра и наслаивается на его поверхность. Постепенно образуется уравновешенное сферическое ядро с растущей температурой и светимостью – протозвезда.

 

Газопылевой диск вокруг протозвезды вращается все быстрее, из-за ее растущей плотности и массы все больше частиц сталкиваются в ее недрах, температура продолжает расти.

 

Как только она достигает миллионов градусов, в центре протозвезды происходит первая термоядерная реакция. Два ядра водорода преодолевают кулоновский барьер и соединяются, образуя ядро гелия. Затем – другие два ядра, потом – другие… пока цепная реакция не охватит всю область, в которой температура позволяет водороду синтезировать гелий.

 

Энергия термоядерных реакций затем стремительно достигает поверхности светила, резко увеличивая его яркость. Так протозвезда, если обладает достаточной массой, превращается в полноценную молодую звезду.

 

Эволюция звезд рождение жизнь и смерть звезд

Область активного звездообразования N44 / ©ESO, NASA

 

 

Ни детства, ни отрочества, ни юности

 

Все протозвезды, которые разогреваются достаточно для запуска термоядерной реакции в своих недрах, затем вступают в самый продолжительный и стабильный период, занимающий 90% всего времени их существования.

 

Все, что с ними происходит на данном этапе, это постепенное выгорание водорода в зоне термоядерных реакций. Буквальное «прожигание жизни». Звезда очень медленно – в течение миллиардов лет – будет становиться горячее, станет расти интенсивность термоядерных реакций, как и светимость, но не более того.

 

Конечно, возможны события, которые ускоряют звездную эволюцию – например, близкое соседство или даже столкновение с другой звездой, однако от жизненного цикла отдельного светила это никак не зависит.

 

Есть и своеобразные «мертворожденные» звезды, которые не могут выйти на главную последовательность – то есть не способны справляться с внутренним давлением термоядерных реакций.

 

Это маломассивные (менее 0,0767 от массы Солнца) протозвезды – те самые, которые называют коричневыми карликами. Из-за недостаточного гравитационного сжатия они теряют энергии больше, чем образуется в результате синтеза водорода. Со временем термоядерные реакции в недрах этих звезд прекращаются, и все, что им остается, это продолжительное, но неизбежное остывание.

 

Эволюция звезд рождение жизнь и смерть звезд

Коричневый карлик в представлении художника / ©ESO/I. Crossfield/N. Risinger

 

 

Неспокойная старость

 

В отличие от людей, самая активная и интересная фаза в «жизни» массивных звезд начинается к концу их существования.

 

Дальнейшая эволюция каждого отдельного светила, достигшего конца главной последовательности – то есть точки, когда водорода для термоядерного синтеза в центре звезды уже не осталось – напрямую зависит от массы светила и его химического состава.

 

Чем меньшей массой обладает звезда на главной последовательности, тем более продолжительной будет ее «жизнь», и менее грандиозным будет ее финал. Например, звезды с массой менее половины от массы Солнца – такие, которые называются красными карликами – вообще еще ни разу не «умирали» с момента Большого взрыва. Согласно вычислениям и компьютерному моделированию, такие звезды из-за слабой интенсивности термоядерных реакций могут спокойно сжигать водород от десятков миллиардов до десятков триллионов лет, а в конце своего пути, вероятно, потухнут так же, как коричневые карлики.

 

Эволюция звезд рождение жизнь и смерть звезд

Авторское представление об экзопланете, вращающейся вокруг красного карлика GJ 1214 / ©ESO/L. Cal?ada

 

Звезды со средней массой от половины до десяти масс Солнца после выгорания водорода в центре оказываются способны сжигать более тяжелые химические элементы в своем составе – сначала гелий, затем углерод, кислород и далее, насколько повезло с массой, вплоть до железа-56 (изотоп железа, который иногда называют «пеплом термоядерного горения»).

 

Для таких звезд фаза, следующая за главной последовательностью, называется стадией красного гиганта. Запуск гелиевых термоядерных реакций, затем углеродных и т.д. каждый раз приводит к значительным трансформациям звезды.

 

В каком-то смысле это предсмертная агония. Звезда то расширяется в сотни раз и краснеет, то снова сжимается. Светимость тоже меняется – то в тысячи раз увеличивается, то снова уменьшается.

 

В конце этого процесса внешняя оболочка красного гиганта сбрасывается, образуя зрелищную планетарную туманность. В центре остается обнаженное ядро — белый гелиевый карлик с массой приблизительно в половину солнечной и радиусом, примерно равным радиусу Земли.

 

Белые карлики обладают судьбой, схожей с красными карликами – спокойное выгорание в течение миллиардов-триллионов лет, если, конечно, рядом нет звезды-компаньона, за счет которой белый карлик может увеличить свою массу.

 

Эволюция звезд рождение жизнь и смерть звезд

Система KOI-256, состоящая из красного и белого карликов / ©NASA/JPL-Caltech

 

 

Экстремальная старость

 

Если звезде особенно повезло с массой, и она равна примерно 12 солнечным и более, то финальные стадии ее эволюции характеризуются значительно более экстремальными событиями.

 

Если 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.

 

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.

 

Однако если масса красного гиганта больше 30 солнечных масс (вернее, уже сверхгиганта), а масса его ядра превышает предел Оппенгеймера-Волкова, равный 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.

 

Особо массивные звезды – голубые сверхгиганты – могут миновать стадию красного сверхгиганта и также взорваться в сверхновой.

 

Эволюция звезд рождение жизнь и смерть звезд

Сверхновая SN 1994D в галактике NGC 4526 (яркая точка в нижнем левом углу) / ©NASA

 

 

А что ждет наше Солнце?

 

Солнце относится к звездам средней массы, так что если вы внимательно читали предыдущую часть статьи, то уже сами можете предсказать, на каком именно пути находится наша звезда.

 

Однако человечество еще до превращения Солнца в красного гиганта ждет ряд астрономических потрясений. Жизнь на Земле станет невозможна уже через миллиард лет, когда интенсивность термоядерных реакций в центре Солнца станет достаточной, чтобы испарить земные океаны. Параллельно с этим условия для жизни на Марсе будут улучшаться, что в определенный момент может сделать его пригодным для обитания.

 

Примерно через 7 миллиардов лет Солнце разогреется достаточно, чтобы термоядерная реакция была запущена в его внешних областях. Радиус Солнца увеличится примерно в 250 раз, а светимость в 2700 раз – произойдет превращение в красного гиганта.

 

Из-за усилившегося солнечного ветра звезда на этом этапе потеряет до трети своей массы, однако успеет поглотить Меркурий.

 

Масса солнечного ядра за счет выгорания водорода вокруг него увеличится затем настолько, что произойдет так называемая гелиевая вспышка, и начнется термоядерный синтез ядер гелия в углерод и кислород. Радиус звезды значительно уменьшится, до 11 стандартных солнечных.

 

Эволюция звезд рождение жизнь и смерть звезд

Солнечная активность / ©NASA/Goddard/SDO

 

Однако уже 100 миллионов лет спустя реакция с гелием перейдет на внешние области звезды, и та снова увеличится до размеров, светимости и радиуса красного гиганта.

 

Солнечный ветер на этой стадии станет настолько сильным, что унесет внешние области звезды в космическое пространство, и они образуют обширную планетарную туманность.

 

А там, где было Солнце, останется белый карлик размером с Землю. Сначала крайне яркий, но с течением времени все более и более тусклый.

 

Источник: naked-science.ru

Звёздная эволюция в астрономии – последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. в течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.

Цикл жизни звёзды

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см3. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см3. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000–10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью.

Пока облако свободно обращается вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нём могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают гравитационный коллапс облака. Один из сценариев, приводящих к этому – столкновение двух облаков. Другим событием, вызывающим коллапс, может быть прохождение облака через плотный рукав спиральной галактики. Также критическим фактором может стать взрыв близлежащей сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения. В общем, любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут запустить процесс звездообразования.

любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут запустить процесс звездообразования.

В ходе протекания этого процесса неоднородности молекулярного облака будут сжиматься под действием собственного тяготения и постепенно принимать форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает.

Когда температура в центре достигает 15–20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой.

Последующие стадии эволюции звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце эволюции звезды свою роль может сыграть ее химический состав.

Первая стадия жизни звезды подобна солнечной – в ней доминируют реакции водородного цикла.

В таком состоянии она пребывает бо́льшую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Расселла, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на периферии ядра.

Маленькие и холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности десятки миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты сходят с главной последовательности уже через несколько десятков миллионов (а некоторые спустя всего несколько миллионов) лет после формирования.

В настоящее время достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода в их недрах. Поскольку возраст вселенной составляет 13,8 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в таких звёздах, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.

Согласно теоретическим представлениям, некоторые из легких звезд, теряя свое вещество (звездный ветер), будут постепенно испаряться, становясь все меньше и меньше. Другие – красные карлики, будут медленно остывать миллиарды лет, продолжая слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.

Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет.

Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность.

Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность.

Без давления, возникавшего в ходе термоядерных реакций и уравновешивавшего внутреннюю гравитацию, звезда снова начинает сжиматься, как уже было ранее в процессе её формирования.

Температура и давление снова растут, но, в отличие от стадии протозвезды, до гораздо более высокого уровня.

Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия, в ходе которых происходит превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий – в углерод, углерод – в кислород, кислород – в кремний, и наконец – кремний в железо).

Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия

Возобновившееся на новом уровне термоядерное «горение» вещества становится причиной чудовищного расширения звезды. Звезда «распухает», становясь очень «рыхлой», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз.

Звезда становится красным гигантом, а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет.

То, что происходит далее также зависит от массы звезды.

У звезд средней величины реакция термоядерного сжигания гелия может приводить к взрывному сбросу внешних слоев звезды с образованием из них планетарной туманности. Ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, остывая, превращается в гелиевый белый карлик, как правило, имеющий массу до 0,5—0,6 Солнечных масс и диаметр порядка диаметра Земли.

Для массивных и сверхмассивных звезд (с массой от пяти Солнечных масс и более) происходящие в их ядре процессы по мере нарастания гравитационного сжатия приводят к взрыву сверхновой звезды с выделением огромной энергии. Взрыв сопровождается выбросом значительной массы вещества звезды в межзвёздное пространство. Это вещество в дальнейшем участвует в образовании новых звёзд, планет или спутников. Именно благодаря сверхновым Вселенная в целом и каждая галактика в частности, химически эволюционирует. Оставшееся после взрыва ядро звезды может закончить свою эволюцию как нейтронная звезда (пульсар), если масса звезды на поздних стадиях превышает предел Чандрасекара (1,44 Солнечной массы), либо как чёрная дыра, если масса звезды превышает предел Оппенгеймера – Волкова (оценочные значения 2,5-3 Солнечных масс).

Источник: myvera.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте как обрабатываются ваши данные комментариев.