Как появились звезды


И хотя теория Большого взрыва как причина возникновения Вселенной и по сей день имеет много противников, лишь она одна наиболее полно и логично описывает физическою картину нашего мира и не противоречит наблюдениям. Один из наиболее важных этапов развития Вселенной в рамках теории Большого взрыва – это момент образования первых звезд. Когда же это произошло?

Итак, вернемся в нулевой момент времени. Из космологической сингулярности – точки с бесконечно высокой температурой вещества и плотностью – появляется наша Вселенная. Планковская эпоха – самая ранняя эпоха нашего мира, о которой мы имеем хотя бы какие-то предположения – длится всего 10−43 секунд. Именно после Планковской эпохи происходит отделение гравитационного взаимодействия от всех остальных. Затем Вселенная переживает колоссальное инфляционное увеличение, в результате чего при экстремальных значениях, которых пытаются ныне достичь физики с помощью Большого адронного коллайдера, начинают образовываться различные фундаментальные частицы. Но в то же время происходит и падение температуры, что дает начало эпохе Нуклеосинтеза, образованию более привычных для нас химических элементов и отделению фундаментальных взаимодействий друг от друга. Может показаться, что все эти эпохи длились миллионы лет, но по представлению современной физики они прошли лишь за 100 секунд.


Но зато следующая эпоха, названная Протонной, длилась куда дольше – около 380 000 лет, и характерна она тем, что именно в это время образовалась вещество, необходимое для появления первых звезд. Образуются первые атомы, материя переходит из состояния плазмы в газообразное состояние, при этом отдавая тепловое излучение в виде фотонов. Именно это излучение мы называем реликтовым и именно оно является самым, если так можно выразиться, «старым излучением», которое мы можем фиксировать нашими приборами.

На миллионы лет во Вселенной становится относительно спокойно и темно. Эта эпоха так и названа – Темные века: помимо реликтового излучения любые источники света отсутствуют. И лишь после окончания Темных веков наступает то время, когда во Вселенной начинают образовываться первые звезды. Гравитация начинает «спрессовывать» огромные газообразные облака в звезды, внутри которых разгорается термоядерная реакция. Появляются первые источники яркого света в молодой Вселенной – начинается эпоха Реионизации.

Когда же именно появились первые звезды? В 2003 году первые подробные исследования на этот счет показали, что эпоха Реионизации началась по прошествии 350-450 млн. лет после Большого взрыва. Последующие изучения отодвинули начало появления звезд на 150 млн. лет – до 550 млн. лет со времени рождения Вселенной. Но самые последние данные, полученные в конце 2016 года, говорят о 700 млн. лет после Большого взрыва. Если это действительно верно, то уровень современной техники уже позволяет увидеть свет самых первых звезд Вселенной.


По мере сбора новой информации космологические данные постоянно меняются. Нет никаких сомнений, что время возникновения первых звезд будет еще несколько раз пересмотрено. Поэтому вернее всего будет сказать, что первые звезды во Вселенной появились в промежутке между 400 и 700 млн. лет после Большого взрыва.

Иллюстрация: depositphotos | digitalstorm

comments powered by HyperComments

Источник: mydiscoveries.ru

    Еще лет двадцать назад была известна лишь горсточка галактик старше семи миллиардов лет (этот порог соответствует космологическому красному смещению, превышающему единицу). Некоторые ученые даже открыто сомневались, что столь древние звездные скопления в самом деле существуют в значительных количествах.

Как появились звезды

    Устранению этого заблуждения помог случай. В 1995 году руководитель научных программ космического телескопа «Хаббл» Роберт Уильямс попросил у нескольких авторитетных астрономов совета, как лучше всего использовать ту долю обсервационного времени, которой он распоряжался по своему усмотрению. Часы горячих споров ни к чему не привели — каждый участник встречи отчаянно боролся за собственную программу. И тогда кто-то предложил просто направить телескоп в любую точку небесной сферы и «просверлить там дыру максимальной глубины» (именно в таких выражениях).
    Эта идея оказалась на редкость плодотворной. В рамках нового проекта HDF (The Hubble Deep Field) орбитальная обсерватория более десяти суток наблюдала участок небесной сферы площадью в 5,25 квадратной угловой минуты. В результате было обнаружено несколько тысяч сверхдалеких галактик, часть которых (с красным смещением порядка 6) возникла всего через миллиард лет после Большого взрыва. Стало совершенно ясно, что процесс возникновения звезд и звездных скоплений шел полным ходом, когда Вселенная была в 20 раз моложе своего нынешнего возраста. Дальнейшие наблюдения в рамках проектов HDF-South и Great Observatories Origins Deep Survey только подтвердили эти выводы. А в январе 2011 года астрономы из Нидерландов, США и Швейцарии сообщили о вероятной идентификации галактики с более чем десятикратным красным смещением, возникшей не позднее 480 млн лет после Большого взрыва. Можно надеяться, что уже в нынешнем десятилетии космические и наземные телескопы отловят звездный свет с двадцатикратным красным смещением, который ушел в космос, когда Вселенной было не более 300 млн лет.


Как появились звезды

    Отдельные звезды первого поколения, в отличие от составленных из них галактик, еще не обнаружены. Это и понятно — их излучение достигает Земли в виде очень слабых потоков фотонов, отодвинутых красным смещением в далекую инфракрасную зону. Однако за несколько сотен миллионов лет с момента своего рождения эти светила (их также называют звездами популяции III) так повлияли на состав межгалактического вещества, что эти изменения замечают даже современные телескопы. С другой стороны, теоретики неплохо разбираются в процессах, которые свыше 13 млрд лет назад впервые запустили процесс рождения звезд и звездных скоплений.

    Звезды образуются из диффузной космической материи, сгустившейся под действием сил гравитации.
общих чертах этот механизм был ясен еще Ньютону, что следует из датированного 1692 годом письма, адресованного филологу Ричарду Бентли. Разумеется, современная наука сильно обогатила ньютоновское объяснение. В начале прошлого века британский астрофизик Джеймс Джинс доказал, что газовое облако коллапсирует лишь в том случае, если его масса превышает определенный предел. Когда газ стягивается к центру облака, возрастает его давление и возникают звуковые волны, распространяющиеся к периферии. Если их скорость меньше скорости гравитационного стягивания газа, облако продолжает коллапсировать, увеличивая плотность вещества в центральной зоне. Поскольку скорость звука пропорциональна квадратному корню температуры, а темп гравитационного сжатия возрастает вместе с массой, газовое облако коллапсирует тем легче, чем оно холоднее и тяжелее.

Как появились звезды

    Во времена юной Вселенной в возрасте нескольких десятков миллионов лет космический газ состоял из водорода (76% массы) и гелия (24%), образовавшихся через несколько минут после Большого взрыва (плюс совсем немного лития). Его температура не особенно отличалась от температуры реликтового микроволнового излучения, которая к тому времени составляла около 100 К.
остранство было заполнено и темной материей, плотность которой тогда была довольно высока (сейчас из-за расширения Вселенной она в десятки раз меньше). Темная материя, как и обычная, служит источником тяготения и потому вносит вклад в полную гравитационную массу газовых облаков. В этих условиях масса Джинса составляет примерно 105 солнечных масс. Это и есть нижний предел полной массы скоплений обычной (барионной) и темной материи, из которых могли родиться первые звезды. Для контраста следует отметить, что звезды нашей Галактики, в том числе и Солнце, появились на свет без всякой помощи темной материи.

    Роль темной материи в запуске процесса звездообразования исключительно важна. Ионизированный водородно-гелиевый газ, заполнявший пространство вплоть до эпохи возникновения нейтральных атомов (около 400 000 лет после Большого взрыва), был настолько «сглажен» взаимодействием с реликтовым электромагнитным излучением, что его плотность всюду была практически одинакова. Если бы еще и темная материя равномерно распределялась по космическому пространству, то локальным газовым сгусткам просто неоткуда было бы взяться, и звездообразование никогда бы не началось. Этому помешали флуктуации квантовых полей, породившие частицы темной материи в первые мгновения после Большого взрыва. Поскольку она не была подвержена нивелирующему действию реликтовой радиации, ее плотность кое-где несколько превышала средние значения.


и максимумы плотности создавали гравитационные «колодцы», в которых собирались частицы газа. Темная материя не только обеспечивала формирование первичных газовых облаков, но и влияла на их последующий коллапс. Она создавала гравитационные конверты, внутри которых обычный газ закручивался приливными силами и превращался в тонкий вращающийся диск. Так формировались протогалактики, окруженные оболочками (гало) из темной материи. Локальные уплотнения внутри диска давали начало отдельным звездам.
    Но это еще не полная картина. Поскольку уплотняющийся газ нагревается, его давление растет и противодействует дальнейшему коллапсу. Чтобы коллапс не прекратился, газ должен охладиться. Для звезд, формировавшихся в нашей Галактике, в том числе и для Солнца, это не составляло проблемы. В те времена космическая среда уже содержала частицы пыли и отдельные многоэлектронные атомы (скажем, азота, углерода и кислорода). При столкновениях они легко излучали фотоны и теряли энергию, вследствие чего температура газовой среды упала до 10-20 К. У первичных облаков такого выхода не было, и они могли терять температуру лишь за счет излучения атомарного и молекулярного водорода. Но атомарный водород служит эффективным охладителем лишь при нагреве свыше 10 000 К, а первичные облака были много холоднее. Процесс звездообразования спасали двухатомные молекулы водорода, теряющие энергию уже при нескольких сотнях кельвинов. По всей вероятности, они возникли благодаря столкновениям атомов водорода со свободными электронами, которых в космическом пространстве вполне хватало (электроны лишь катализировали эту реакцию и потому сами не расходовались).


Как появились звезды

    Когда зажглись первые звезды, не знает никто, но некоторые специалисты полагают, что это могло произойти всего через 30 млн лет после Большого взрыва. Не исключено, что в будущем эту дату пересмотрят, однако есть все основания утверждать, что в возрасте 100 млн лет Вселенная уже обладала звездными популяциями.
    Звезды-пионеры были законченными эгоистами. Они заливали окружающее пространство жестким ультрафиолетом, легко разрушающим молекулы водорода, и тем самым препятствовали возникновению новых звезд. Однако своим излучением (особенно рентгеном) они постоянно подогревали окружающее пространство. Поэтому космический газ постепенно прогрелся до температур, при которых на холодильную вахту заступил атомарный водород, и процесс звездообразования возобновился. Более того, этот процесс усилился, поскольку атомарный водород при температурах свыше 10 000 К излучает больше энергии, нежели молекулярный. Вторая стадия интенсивного формирования звезд популяции III имела место внутри самых ранних галактик, которые были еще очень мелкими (по современной классификации — карликовыми).


    Дозвездная Вселенная не отличалась сложностью. Ее состояние описывают всего лишь несколько космологических параметров — в частности, плотность различных форм материи и температура реликтового излучения. Новорожденные звезды одновременно исполняли роль мощных источников электромагнитных волн и фабрик химических элементов. Хотя жизненный срок первых светил был недолгим, они качественно изменяли космическую среду.
    Первые звезды вспыхивали в зоне повышенной плотности газовых частиц, образовавшихся в ходе гравитационного коллапса облаков барионной и темной материи с массой порядка 105— 106 солнечных масс. Естественно, существуют разные сценарии звездообразования (их можно обсчитать на суперкомпьютере, хотя и не полностью), но в целом все модели сходятся в том, что в ходе фрагментации первичных облаков внутри гало из темной материи формировались сгустки газа, тянущие на несколько сотен солнечных масс. Эта величина соответствует массе Джинса для температуры около 500 К и плотности газа порядка 10 000 частиц на 1 см3. Поэтому вскоре после формирования газовые сгустки теряли устойчивость и претерпевали гравитационный коллапс. Их температура возрастала весьма умеренно благодаря охлаждающему действию молекулярного водорода.
конечном счете они превращались в аккреционные диски, в которых и родились первые звезды.
    До недавнего времени считали, что коллапсирующий сгусток с подобными параметрами больше не распадается и становится родоначальником единственной звезды. Вычисления, основанные на оценке темпов аккреции газа к центру диска, показывают, что масса таких звезд не могла быть больше 1000 солнечных масс. Это теоретическая верхняя граница, и пока не ясно, действительно ли существовали подобные сверхгиганты. Согласно консервативным оценкам, звезды первого поколения не были тяжелее 300, максимум 500 солнечных масс. Нижний предел массы этих звезд задается тем, что молекулярный водород способен снизить температуру облака только до 200 К, и потому звезда, не дотягивающая до 30 масс Солнца, просто не может родиться. Поскольку первичные облака фрагментировались на множество локальных сгущений, первые звезды, скорее всего, возникали сериями численностью в сотни, тысячи (а то и больше) светил. Конечно, это были еще не галактики (те сформировались позднее), но все-таки вполне внушительные звездные сообщества.

Как появились звезды

    Звезды в сотни солнечных масс отличались яркостью и величиной. Их поверхность была разогрета до 100 000 К (атмосфера нашего Солнца в 17 раз холоднее). Типичный радиус такой звезды составлял 4-6 млн км против 700 000 км у Солнца, а светимость превосходила солнечную в миллионы раз. Их существование было очень коротким, максимум 2-3 млн лет, и завершали они его неодинаково. Звезды, которые появлялись на свет с массой в 140-260 солнечных, в конце жизни сгорели без остатка в сверхмощных термоядерных взрывах, высвобождая энергию порядка 1053 эрг. Светила большей и меньшей массы коллапсировали в черные дыры. А вот нейтронных звезд они после себя не оставили — это удел светил с начальной массой 12-20 (максимум 30) солнечных масс, время которых тогда еще не пришло. Конечно, все вышесказанное — теоретические сценарии, ведь первые звезды никто никогда не наблюдал. Однако же некоторые из них в момент гибели породили мощнейшие гамма-всплески, почти доступные для современной аппаратуры. В 2009 году был замечен всплеск, датируемый 630 млн лет жизни Вселенной, а регистрация еще более ранних всплесков уже не за горами.
    Совсем недавно возникли сомнения в правомерности модели изолированного возникновения первых звезд. В феврале 2011 года астрофизики из ФРГ и США опубликовали в журнале Science результаты компьютерного моделирования динамики аккреционных дисков, положивших начало первым звездам. Анализ показал, что такие диски, скорее всего, распадались на фрагменты, и первые звезды появлялись на свет не поодиночке, а парами, тройками и даже более крупными группами.
    А не случилось ли так, что отдельные звездные эмбрионы под действием тяготения своих соседей вылетали за границы диска еще до того, как набрали огромную массу? В этом случае среди звезд третьей популяции могли оказаться и довольно легкие светила, способные протянуть миллиарды лет и даже дожить до нашего времени. Однако, как объяснил профессор Техасского университета в Остине Фолькер Бромм, пока удалось проследить лишь начальный этап эволюции аккреционного диска на протяжении нескольких сотен лет: «Скорее всего первые звезды, даже появившиеся на свет группой, все-таки дорастали как минимум до нескольких десятков солнечных масс, как и полагали ранее. Так что гипотетическое появление в ту эпоху светил с умеренной массой — всего лишь логическая возможность».

Как появились звезды

    Черные дыры, которые оставили после себя первые звезды, были, во всяком случае, легче их самих и вряд ли имели более сотни солнечных масс. Однако результэты анализа излучения древних квазаров позволяют утверждать, что спустя 800-900 млн лет после Большого взрыва во Вселенной уже имелись черные дыры в миллиард раз тяжелее Солнца. Как могли возникнуть подобные гиганты за столь короткое время? «На первый взгляд в этом нет никакой загадки, — говорит Абрахам Лёб, профессор астрономии Гарвардского университета и автор недавно опубликованной монографии о первых звездах. — Если постоянно щедро снабжать дыру веществом, с течением времени ее масса станет увеличиваться по экспоненте, подобно колонии бактерий в богатой питательной среде. На таком режиме за несколько сотен миллионов лет дыра, начавшая с сотни солнечных масс, спокойно доберется до миллиарда. Однако дело в том, что гипотеза стабильной подпитки черной дыры аккретирующим газом не соответствует действительности. Вычисления показали, что такая аккреция прерывается по целому ряду причин. Так, при слиянии галактик черные дыры образуют двойные системы, излучающие мощные гравитационные волны, которые буквально вымывают газ из окрестного пространства. А в отсутствие непрерывной подпитки экспоненциального роста просто не будет. Однако есть и другая возможность. Результаты этого же компьютерного моделирования показывают, что внутри первых карликовых галактик, которые уж точно существовали спустя 500 млн лет после Большого взрыва, могли сформироваться подлинные звезды-исполины. Молекул водорода в пространстве тогда уже не осталось, а среда из атомарного водорода не могла снизить температуру менее 10 000 К. Однако эти галактики все же имели солидный объем и с помощью темной материи захватывали много больше газа, нежели облака, положившие начало самым первым звездам. В этой ситуации возможен сценарий, в соответствии с которым горячий коллапсирующий газ не распадается на многочисленные сгустки, а очень быстро, без предварительного формирования аккреционных дисков, порождает одиночные и парные звезды в несколько миллионов солнечных масс. После них могли остаться черные дыры-миллионники, имеющие реальный шанс тысячекратного роста в течение последующих 300-400 млн лет. Это решает загадку раннего появления сверхмассивных черных дыр — пока, естественно, только в теории».

Источник: galspace.spb.ru

Как появились звезды

Мы уже многое понимаем в механизмах развития природных объектов, но загадка рождения большинства из них до сих пор не решена. Биологи размышляют над возникновением новых видов и самой жизни, геологи спорят о генезисе нефти, минералов и самих планет, астрономы же бьются над происхождением звезд, галактик и самой Вселенной. Впрочем, кое-что проясняется — звезды приоткрывают тайны своего возникновения.

Известно, что в недрах звезд действуют природные термоядерные реакторы, синтезирующие из легких химических элементов более тяжелые. Например, из водорода образуется гелий, из гелия — углерод и т. д. Протекание этих реакций в недрах Солнца сегодня прямо регистрируется на Земле (а точнее — под землей) нейтринными детекторами. Установлено также, сколько времени живут звезды и как заканчивается их жизнь: чем массивнее звезда, тем ярче она светит и быстрее сжигает свое ядерное горючее. Если звезды типа Солнца живут около 10 миллиардов лет, то гиганты, которые в 10 раз массивнее, полностью сгорают всего за 25 миллионов лет. А вот карлики с массой в половину солнечной должны жить почти 100 миллиардов лет — много больше нынешнего возраста Вселенной.

В конце жизни звезда обычно сбрасывает с себя верхний слой вещества. Массивные светила делают это взрывным образом, становясь сверхновыми, а маломассивные — спокойно, окутывая себя медленно расширяющейся планетарной туманностью. Но в любом случае в конце эволюции от звезды остаются разлетающееся газовое облако и плотный компактный объект — белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра.

Отдельные детали в этой картине могут измениться, но в целом ход жизни звезды надежно прослеживается, в том числе с помощью компьютерных моделей. «Дайте мне звезду, и я предскажу ее судьбу!» — может воскликнуть астроном. Легко сказать — «дайте!» Но как именно рождаются звезды? Понятно, что они формируются при сжатии облаков газа, заполняющих межзвездное пространство, однако подробности процессов, приводящих к рождению звезд разных типов, до сих пор во многом остаются загадочными.

В темном облаке

Вот как представляется сегодня процесс рождения звезды. В межзвездном облаке идет непрерывная борьба двух тенденций — сжатия и расширения. Сжатию облака способствуют его собственная гравитация и внешние силы (например, взрывы соседних звезд), а расширению — давление газа и магнитных полей внутри облака. Обычно эта борьба заканчивается победой сил сжатия. Дело в том, что звездный свет не проникает снаружи в непрозрачное облако и не нагревает его, а инфракрасное излучение молекул и пыли легко выходит из облака и уносит тепло. В результате этого «антипарникового» эффекта в наиболее плотной части облака температура опускается почти до –270°C, и давление газа падает настолько, что равновесие сил неминуемо нарушается, и эта область начинает безудержно сжиматься. Если масса сжимающегося газа невелика, то образуется одна звезда, а если газа много, то в ходе его сжатия и фрагментации рождается группа тел — звездное скопление.

В процессе формирования каждая звезда проходит через два характерных этапа — быстрого и медленного сжатия протозвезды. Быстрое сжатие — это практически свободное падение вещества протозвезды к ее центру. На этом этапе безраздельно царствует гравитация. И хотя при сжатии газ должен был бы нагреваться, его температура почти не меняется: избыток тепла уходит в виде инфракрасного излучения, для которого рыхлая протозвезда совершенно прозрачна. Так проходит около 100 тысяч лет, в ходе которых размер протозвезды сокращается в 100 тысяч раз, а плотность вещества возрастает в миллионы миллиардов раз — от почти полного вакуума до плотности комнатного воздуха.

И вот наступает момент, когда уплотнившаяся протозвезда становится непрозрачной для собственного инфракрасного излучения. Отвод тепла резко снижается, а продолжающееся сжатие газа приводит к его быстрому нагреву, давление возрастает и уравновешивает силу тяжести. Теперь протозвезда может сжиматься не быстрее, чем позволяет медленное охлаждение с поверхности. Эта фаза длится несколько десятков миллионов лет, но за это время размер будущей звезды уменьшается только раз в десять, а вещество сжимается примерно до плотности воды. Многих удивит, что средняя плотность Солнца составляет 1,4 г/см3 (ровно как плотность воды в Мертвом море), а в центре она приближается к 100 г/см3, но, несмотря на это, солнечное вещество все равно остается газом, точнее — плазмой. Когда температура в недрах протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции: водород превращается в гелий с выделением тепла, которое компенсирует его потерю с поверхности. Сжатие прекращается — протозвезда стала звездой.

Нарисованная здесь картина — это, конечно, всего лишь голая схема. Вдохнуть в нее жизнь, уточнить детали могут лишь наблюдения за реально формирующимися звездами. Но изучать рождение звезд трудно уже хотя бы из-за того, что в нашу эпоху запасы межзвездного вещества в Галактике заметно истощились. Ведь они лишь частично восполняются тем, что выбрасывают в пространство умирающие звезды. Новые светила нынче рождаются редко. За год во всей нашей огромной Галактике появляется в среднем лишь несколько звезд. Большинство областей звездообразования находятся на значительном удалении от нас и с трудом поддаются изучению. К тому же формирование звезд происходит в глубине холодных и совершенно непрозрачных для света газопылевых облаков. На 98% эти облака состоят из водорода (в виде отдельных атомов и молекул H2) и гелия. Эти газы практически не мешают прохождению света. Но остальные 2% массы, приходящиеся на более тяжелые элементы, образуют крохотные твердые частицы размером в сотые доли микрона — пылинки, которые активно поглощают и рассеивают излучение. Увидеть за этим «смогом», как формируется звезда, очень сложно.

Наиболее интересные результаты в этой области дают инфракрасные телескопы и радиотелескопы самого коротковолнового диапазона — субмиллиметрового. Принимаемое ими излучение проникает сквозь пылевую завесу, поскольку его длина волны больше размеров пылинок. Но, к сожалению, оно поглощается в земной атмосфере. Поэтому инструменты приходится устанавливать на борту самолетов, поднимающихся в стратосферу, а еще лучше — на спутниках, работающих вне атмосферы. Впрочем, и на Земле удается найти места высоко в горах, где разреженный сухой воздух не сильно мешает наблюдениям. В этом отношении очень хороши чилийские Анды. Именно там, в (Ла-Силья, Чили), установлен один из лучших наземных приборов для исследования формирующихся звезд — комплекс инфракрасных спектрографов и камер, смонтированный на 3,6-метровом телескопе NTT (New Technology Telescope — Телескоп новой технологии).

С помощью этого инструмента испанский астроном Фернандо Комерон (Fernando Comeron) получил изображение крупного комплекса звездообразования RCW 108. Оно составлено из 600 отдельных кадров и покрывает на небе площадь, равную половине лунного диска. В научном отношении эта картина интересна тем, что подтверждает теоретическую модель «вылупления» молодых звезд из облака — так называемую «модель шампанского». Темное облако, силуэт которого ясно виден на фоне Млечного Пути, играет здесь роль непроницаемой бутылки, внутри которой новорожденные звезды разогревают окружающий газ и поднимают его давление. В конце концов, облако не выдерживает, самая тонкая его стенка («пробка») прорывается, и струя горячего газа выстреливает в окружающее пространство. Именно этот момент мы и наблюдаем на фотографии. Яркая туманность в центре облака — это горячий газ, который вырвался со скоростью около 10 км/с и устремился в направлении Солнца. (Можно не беспокоиться — Солнечной системы он никогда не достигнет.)

Если в группе молодых звезд родилось массивное светило, то именно оно начинает «править бал»: его мощное излучение и потоки газа с поверхности (звездный ветер) разогревают окружающее вещество, останавливают его сжатие и выключают процесс формирования новых светил. Как кукушонок в гнезде, массивная звезда старается расчистить пространство вокруг себя. Иногда активность массивных звезд не только останавливает звездообразование, но и приводит к полному распаду новорожденного скопления: вместе с межзвездным газом оно теряет так много массы, что молодые звезды легко преодолевают ослабленное гравитационное поле и покидают свою «колыбель».

На заре новой физики

Первая правильная мысль о происхождении звезд принадлежит еще Ньютону. Едва поняв всеобъемлющий характер гравитации, он стал размышлять о ее роли в развитии небесных тел.

В письме преподобному Ричарду Бентли от 10 декабря 1692 года Ньютон пишет вот что: «Мне кажется, что если бы все вещество нашего Солнца и планет и все вещество Вселенной было бы равномерно рассеяно в небесных глубинах, и если бы каждая частица имела врожденное тяготение ко всем остальным, и если бы, наконец, пространство, в котором была бы рассеяна эта материя, было бы конечным, вещество снаружи этого пространства благодаря указанному тяготению влеклось бы ко всему веществу внутри и вследствие этого упало бы в середину всего пространства и образовало бы там одну огромную сферическую массу. Однако если бы это вещество было равномерно распределено по бесконечному пространству, оно никогда не могло бы объединиться в одну массу, но часть его сгущалась бы тут, а другая там, образуя бесконечное число огромных масс, разбросанных на огромных расстояниях друг от друга по всему этому бесконечному пространству. Именно так могли образоваться и Солнце, и неподвижные звезды».

В действительности даже в ограниченном пространстве межзвездного облака гравитация не может собрать все вещество в одном месте. Космос неспокоен: сквозь облако в разных направлениях движутся звуковые и ударные волны, сжимая и разрежая отдельные участки газа. Гравитация лишь подхватывает и доводит до конца сжатие отдельных фрагментов облака. Это понял и довел идею Ньютона до уровня строгой математической теории другой английский физик, Джеймс Джинс, двести лет спустя.

Остановка карусели

Хотя многие выводы теории звездообразования уже подтверждены наблюдениями, остаются и нерешенные проблемы. Например, неясно, как протозвезды избавляются от «лишнего вращения». В силу случайного, турбулентного характера движения газа любая часть межзвездного облака медленно вращается. Когда она сжимается, стремясь стать звездой, то по закону сохранения момента импульса вращение ускоряется — все помнят, как фигуристы ускоряют свое вращение, прижимая руки к телу. Если бы не было механизмов торможения, центробежная сила вообще не позволила бы звезде родиться.

Один из таких механизмов обеспечивает газовое трение: внутренние, быстро вращающиеся области протозвезды трутся о внешние, передавая им энергию своего движения. Сами они при этом тормозятся, получая возможность сжиматься дальше и стать звездой, а внешние области, наоборот, раскручиваются и остаются вращаться в виде тонкого диска, из которого позже образуются планеты. Жизнь этого протопланетного диска сама по себе очень интересна и слабо изучена. Например, на некотором этапе эволюции диска вдоль его оси вращения в обе стороны могут «выстреливаться» тонкие струи газа.

Наблюдения показывают, что протопланетные диски часто встречаются у формирующихся звезд. Да и наличие «готовых» планетных систем, которых в окрестностях Солнца уже открыто более двух сотен, подтверждает идею о перераспределении углового момента между звездой и веществом будущих планет. Однако природа никогда не ограничивается использованием одной, даже самой хорошей, идеи. Как говорят физики, если в природе что-то не запрещено, то оно обязательно происходит. А не запрещено быстро вращающейся протозвезде в некоторый момент разделиться пополам, превратив момент импульса одного тела во взаимное орбитальное движение двух тел. Но это означает, что вместо одной звезды родится две? Именно так! Уже давно астрономы заметили, что почти половина всех звезд предпочитает жить парами. Наше Солнце — одиночная звезда, но это, скорее, исключение из правил. Если внимательно присмотреться, то кроме большого количества двойных звезд обнаруживаются и тройные, и четырехкратные, и даже 6-кратные (такова, например, звезда Кастор, альфа Близнецов). Похоже, что последовательное деление протозвезд при сжатии эффективно помогает им бороться с центробежными силами и приводит к рождению миниатюрных звездных коллективов.

Что скрывает тарантул?

Туманность Тарантул, расположенная в соседней галактике Большое Магелланово Облако, удалена от нас на 170 тысяч световых лет, но сияет так ярко, что различима даже невооруженным глазом. Ее поперечник составляет почти 1000 световых лет. Более крупных очагов звездообразования нет ни в нашей, ни в ближайших галактиках. В центре снимка, полученного 8-метровым телескопом VLT Европейской Южной обсерватории в Чили, расположено скопление молодых, массивных и очень горячих звезд Рэдклиф 136 (R 136), чье мощное излучение и сильные звездные ветры как раз и заставляют туманность сиять. Возраст этого скопления всего 2—3 миллиона лет, поэтому его наиболее массивные звезды еще живы. А таких звезд там более 200, причем массы некоторых превышают 50 масс Солнца; такие тяжеловесы формируются крайне редко.

Правее и выше центра на этом фото видно другое скопление ярких массивных звезд — Ходж 301. Его возраст около 20 миллионов лет. Поэтому наиболее массивные звезды в нем уже закончили свой жизненный путь и взорвались как сверхновые, выбросив с огромной скоростью вещество и создав вокруг скопления сеть запутанных волокон. Вскоре там ожидаются новые взрывы, так как в скоплении Ходж 301 наблюдаются три красных сверхгиганта, которые в течение ближайших трех миллионов лет тоже закончат свою жизнь гигантским фейерверком.

 В то время как одни звезды умирают в этом «космическом пауке», другие там только зарождаются. Множество темных облаков, легко различимых на светлом фоне, указывает нам, где происходят охлаждение и сжатие газа, готового дать жизнь следующим поколениям звезд. Фактически Тарантул — это гигантский инкубатор, где рождаются звезды всевозможных масс, не только тяжеловесы, но и такие, как Солнце (хотя нам издалека видны только гиганты). В некоторых местах этого облака происходит удивительный процесс повторного, стимулированного звездообразования: мощное излучение и взрывы массивных звезд порождают ударные волны, которые сжимают окружающий газ, создавая тем самым условия для формирования звезд следующего поколения.

Этапы формирования звезды

Как появились звезды

Как появились звезды

Происхождение гигантов

Биологу трудно изучать жизнь баобаба — для этого надо прожить тысячи лет. Гораздо проще изучить муху-дрозофилу: сегодня родилась, через неделю дала потомство, через две умерла. То же и со звездами. Маломассивные звезды существуют миллиарды лет, практически не изменяясь, а звезды большой массы быстро формируются, недолго живут и ярко умирают. Астрономы любят изучать массивные звезды. Но насколько массивной может быть звезда? Этот вопрос не дает астрономам покоя на протяжении многих десятилетий. Если мы правильно понимаем физику рождения и жизни звезды, слишком массивными звезды быть не могут. Правда, история астрономии уже полстолетия доказывает, что физику эту мы как раз понимаем не совсем правильно.

С ростом массы звезды быстро возрастает температура ее недр и увеличивается давление излучения на внешние слои. Это должно приводить к потере устойчивости, возникновению растущих колебаний звезды и сбросу ее оболочки. В 1959 году Мартин Шварцшильд и его коллеги теоретически оценили предельную массу звезды в 60 масс Солнца, что уже тогда противоречило наблюдениям, поскольку известная с 1922 года двойная звезда Пласкетта имеет полную массу около 150 солнечных, а значит, ее главный компонент как минимум в 75 раз массивнее Солнца.

Теорию стали улучшать: учли ряд деталей, и теоретический порог массы повысился до 100 солнечных. Но астрономы-наблюдатели тоже не сидели без дела. Они определили, что звезда P Лебедя по светимости почти в миллион раз превосходит Солнце. Такую звезду давление собственного света разорвало бы на части, если бы ее масса была менее 80—100 солнечных — на самой грани допустимого. Теоретики напряглись. А наблюдатели между тем обнаружили, что существуют звезды с еще большей светимостью. Например, мощность излучения эты Киля (η Carinae), находящейся в туманности NGC 3372, в 5 миллионов раз превосходит солнечную. Масса такого «прожектора» не может быть меньше 200 масс Солнца. У теоретиков опустились руки: им-то никак не удавалось «сделать» звезду с массой более 150 солнечных.

А наблюдатели тем временем не унимались: в ядре небольшого звездного скопления Пишмиш 24 (Pismis 24), удаленного от нас примерно на 8000 световых лет, они обнаружили светило, судя по мощности его излучения, превосходящее Солнце по массе раз в 200, а то и 300! Тут уже теоретики не выдержали: «Не верим!» — и заставили наблюдателей внимательнее присмотреться к звезде-тяжеловесу. Международная группа астрономов под руководством Х.М. Апелланиса (J.M. Apellaniz, Институт астрофизики Андалусии, Испания), используя 6,5-метровый телескоп «Магеллан» и космический телескоп« «Хаббл», обнаружила, что звезда-то двойная! Рядом друг с другом, обращаясь вокруг общего центра масс, живут две упитанные звезды, каждая примерно в 100 раз массивнее Солнца. В этом же скоплении нашлась еще одна столь же массивная звезда. Само по себе это крайне любопытно: три медведя в одной берлоге! Таких массивных звезд в Галактике всего не более дюжины, а тут сразу три в одном месте. Но это дело случая, а главное здесь в том, что теория внутреннего строения звезд выдержала проверку — массы звезд не превосходят 150 масс Солнца (оказалось, что и массу эты Киля сначала немного преувеличили — она тоже не превышает 150 масс Солнца).

Казалось бы, все в порядке и астрономы могут спать спокойно (разумеется, днем, поскольку ночью они работают). Но нет — спокойно могут спать только специалисты по внутреннему строению звезд. А те, кто изучает формирование звезд, заснуть не могут. Дело в том, что протозвезда по мере увеличения массы быстро наращивает мощность излучения и начинает активно отталкивать от себя новые порции вещества. Расчеты показывают, что звезды с массой более 15—20 масс Солнца вообще рождаться не могут. Но они есть! Может быть, эти тяжеловесы образуются позже, например, при слипании нескольких молодых звезд? Пока неясно. Над этой проблемой еще предстоит поработать.

Обманчивая простота

Базовая теория формирования и эволюции звезд была создана в 1920-е годы в основном усилиями двух выдающихся английских физиков — Джеймса Джинса и Артура Эддингтона. Были получены изящные уравнения, описывающие все основные характеристики самосветящихся газовых шаров. Чрезвычайно воодушевленный результатами своих исследований — прежде всего их наглядностью и простотой, — Джинс писал: «…для нас ясно, почему все звезды имеют очень сходный вес; это потому, что все они образованы одинаковым процессом.

Они, пожалуй, похожи на фабричные изделия, сделанные одною и тою же машиной». Более осторожный Эддингтон практически соглашался с ним: «Разумно надеяться, что в не слишком отдаленном будущем мы сможем понять такую простую вещь, как звезда». Правда, один из старших товарищей заметил на это Эддингтону: «Если на вас посмотреть с расстояния нескольких световых лет, то и вы показались бы чрезвычайно простым». Жизнь доказала справедливость этой реплики. В 1960 году известный исследователь звезд американский астроном Мартин Шварцшильд писал: «Чем больше мы познаем действительное состояние такого сложного физического образования, каким является звезда, тем более запутанным оно нам представляется».

Коперник был не прав?

Тогда как массивные звезды за счет своего мощного излучения и звездного ветра активно избавляются от окружающего их вещества, звезды умеренной массы пускают это вещество в дело — из него формируются планетные системы. Ныне уже нет сомнений, что рождение большинства звезд сопровождается рождением планет. Означает ли это, что Солнце — типичная звезда, а Солнечная система — типичная система планет?

В эпоху Коперника астрономы низвели Землю с «Олимпа Вселенной» до роли одной из множества планет. И каждый последующий век лишь подтверждал нашу заурядность, которую даже стали называть принципом Коперника: Солнце оказалось заурядной звездой, каких миллиарды, а наш звездный дом — Галактика — ничем, казалось бы, не выделялся среди миллионов других «островных вселенных».

Принцип Коперника подтверждался даже в мелочах: открытый на Земле закон тяготения Ньютона оказался применимым ко всем космическим объектам и стал «законом всемирного тяготения»; спектральные исследования доказали, что все небесные тела сложены из знакомых нам на Земле элементов Таблицы Менделеева. Еще несколько десятилетий назад от ученых можно было услышать, что космос единообразен, а то и вовсе однообразен; что большинство звезд — копии нашего Солнца, что рядом с каждой из них наверняка найдется планета, похожая на Землю, а на ней, глядишь, — и братья по разуму… Но астрономы все внимательнее вглядывались в окружающий космос, и он казался им, как говорила Алиса, «все страньше и страньше».

Выяснилось, что среди миллиардов звезд почти невозможно найти светило, похожее на Солнце и имеющее столь же спокойный характер. Наша Галактика среди подобных ей крупных звездных систем также оказалась на редкость «мирной», практически не проявляющей активности: даже расположенная в ее ядре массивная черная дыра ведет себя весьма тихо. Солнце со своими планетами движется в Галактике не абы как, а счастливо избегая мест скопления новорожденных звезд, среди которых немало активных, а значит, опасных для нашей биосферы. Последнее, что долго не удавалось выяснить астрономам, — насколько типична наша планетная система и часто ли у других звезд встречаются планеты, подобные Земле. Найти планеты вблизи иных звезд всегда представлялось задачей невероятно сложной.

Но последнее десятилетие ХХ века подарило астрономам долгожданное открытие: в 1991—1996 годах были найдены первые планетные системы у звезд разного типа, включая даже нейтронные звезды — радиопульсары. И тут выяснилось, что в большинстве своем экзопланетные системы совершенно не похожи на нашу. В них планеты-гиганты типа Юпитера оккупируют «зону жизни» — область вокруг звезды, где температурные условия на планете позволяют существовать жидкой воде — главному условию развития жизни земного типа. Но на самих газовых гигантах-«юпитерах» жизнь развиться не может (у них даже нет твердой поверхности), а маленькие планеты земного типа эти гиганты из «зоны жизни» выпихивают. Теперь ясно, что Солнечная система нетипична, а возможно, и уникальна: ее планеты-гиганты, движущиеся по круговым орбитам вне «зоны жизни», позволяют длительное время существовать в этой зоне планетам земного типа, одна из которых, Земля, имеет биосферу. По-видимому, другие планетные системы крайне редко обладают этим качеством. Для тех, кто надеется быстро найти братьев по разуму, это неприятное известие. Но Галактика велика, в ней постоянно рождаются звезды, а значит, и планеты. Вокруг нас миллиарды звезд, окруженных планетами (теперь мы в этом уверены!). Среди них обязательно найдутся копии Земли, а возможно, даже более благоприятные для жизни места.

Источник: www.vokrugsveta.ru

Что такое звезда?

Звезда — это гигантский газовый шар. Газ в ней настолько горячий, что он светится. Звезда состоит в основном из двух элементов — водорода и гелия. Вопрос может возникнуть: “Если звезда сделана из газа, почему газ не рассеивается?” 

Это действительно хороший вопрос. Вот ответ на него: газовый шар настолько велик, что атомы газа удерживаются вместе под действием собственной гравитации. 

газовый шар

Теперь возникает еще один вопрос: «Если гравитация удерживает форму звезды, почему из-за нее звезда не “сжимается” к центру?»

Да, это именно так и происходит. Внутри шара гравитация настолько интенсивна, что атомы газа фактически падают в центр и вызывают огромное повышение температуры. Именно эта высокая температура вызывает ядерную реакцию, называемую “реакцией синтеза”. При ней элементарные атомы соединяются, образуя тяжелые элементы.

Когда происходит это слияние, высвобождается огромное количество энергии. Эта энергия оказывает внешнее давление, идущее из центра, и действует как уравновешивающая сила против внутреннего гравитационного притяжения. Это сохраняет звезду такой, какая она есть, и не дает ей разрушиться из-за гравитации.



Цикл жизни звезды

Все звезды следуют одному и тому же циклу рождения и смерти. Вот его этапы:

  • Газопылевое облако (сырье)
  • Протозвезда (рождение)
  • Главная последовательность (взрослость)
  • Смерть

Давайте посмотрим на каждую стадию отдельно и поймем, как образуется звезда, и что происходит с ней в течение жизни. 

Этап 1: Газ и пылевое облако: туманность

Есть газ и пыль, которые разбросаны по всей вселенной и присутствуют почти в каждой галактике. Эти газ и пыль просто находятся там, ничего не делая.

Тем не менее, стабильное состояние газа и пыли может быть гравитационно нарушено внешним событием, таким как проходящая комета или взрыв сверхновой где-то поблизости. Так начинается процесс образования звезд.

Внезапное гравитационное возбуждение заставляет газы и пыль сталкиваться друг с другом и слипаться, образуя огромные облака — туманности.

Одна туманность может растягиваться на сотни и тысячи световых лет. Эти туманности иногда называют «звездными питомниками». То есть звезды образуются внутри этих огромных облаков.

Этап 2: Протостар (Рождение Звезды)

Внутри туманности то и дело возникают турбулентности, из-за которых создаются скопления большого количества газов и пыли.  Эти узлы или комки, начинают “тереться” друг от друга из-за собственного гравитационного притяжения. Когда этот коллапс продолжается, материал в центре начинает постепенно нагреваться.

Это горячее ядро ​​называется Protostar. Он располагается в самом центре коллапсирующего облака, и однажды станет звездой. Протозвезда будет расти в течение некоторого времени, так как все больше и больше облаков будет притягиваться к ней. В результате температура ядра также будет продолжать расти.

Этап 3: Звезда Главной последовательности

В какой-то момент протозвезда достигает критической температуры, когда атомы водорода начинают плавиться, образуя атомы гелия. Это называется “реакцией синтеза”. 

Когда начинается реакция синтеза, высвобождается огромное количество энергии. Коллапс газа и пыли продолжается до тех пор, пока энергия, выделяемая реакцией синтеза, не станет равной гравитационному притяжению в ядре. Такое состояние называется “гидростатическим равновесным состоянием”, и протозвезда становится тем, что известно как Звезда Главной последовательности.

«Мы покорили открытый космос, но не свой внутренний мир».

Джордж Карлин

Что на самом деле происходит на стадии гидростатического равновесия?

Ядро ​​звезды оказывает гравитационное притяжение, но в то же время энергия, выделяемая реакцией синтеза, выталкивается наружу из центра. Таким образом гравитационное притяжение ядра внутрь и выброс энергии наружу уравновешивают друг друга, и звезда приобретает сферическую форму. Это фаза зрелости звезды.


Вы знали?

  • Звезде может потребоваться миллионы лет, чтобы достичь совершеннолетия с самого начала коллапса. Нашему солнцу потребовалось 50 миллионов лет, чтобы достичь совершеннолетия!
  • Большинство звезд, которые мы видим во вселенной, являются звездами главной последовательности.
  • Звезды Главной Последовательности остаются в зрелом возрасте очень долго, до миллиардов лет. Например, наше Солнце пробудет звездой Главной последовательности в общей сложности 10 миллиардов лет (из которых 4,5 уже прошло). 
  • Звезда остается звездой Главной последовательности, пока есть топливо для реакции ядерного синтеза. Это означает, что до тех пор, пока есть атомы водорода для слияния в атомы гелия, взрослая жизнь звезды будет продолжаться. Когда у звезды заканчивается топливо, она вступает в фазу смерти.
  • Звезда обычно проводит 90% своей жизни на этапе Главной последовательности.
  • Как долго продлится этап Главной последовательности, зависит от размера звезды и от того, насколько она горячая.

Этап 4: Смерть звезды в космосе

Здесь история жизни звезды становится действительно интересной.  

Есть одно правило: чем больше звезда, тем короче ее продолжительность жизни. 

Угасание звезды отмечена фазой, в которой весь водород, присутствующий в ядре, сгорает с образованием гелия.  Когда в ядре больше не остается водорода, реакция ядерного синтеза останавливается. Звезде больше нечем поддерживать свою жизнь. Гидростатическое равновесие нарушается, и ядро ​​звезды начинает разрушаться, а его температура увеличиваться.

В то же время, вне ядра, звезда все еще может содержать водород. Это означает, что реакция синтеза будет продолжаться в оболочке. Энергия, выделяемая ей, заставит оболочку расширяться.  

Одновременно внешние слои будут выталкиваться наружу все более горячим ядром. По мере того как оболочка продолжит расширяться, она будет охлаждаться. В итоге звезда станет так называемым красным гигантом

Если умирающая звезда очень массивна, то ее коллапсирующее ядро достаточно большое, чтобы вызвать другие реакции ядерного синтеза. Это означает, что гелий в коллапсирующем ядре будет сливаться вместе и образовывать более тяжелые элементы, например, железо.

К сожалению, такие экзотические реакции ядерного синтеза не очень стабильны. Иногда ядро ​​сгорает или просто гаснет. Эта нестабильность в конечном итоге заставляет всю звезду пульсировать. Пульсирующая звезда затем сбрасывает свой расширенный внешний слой, образовывая вокруг ядра кокон из пыли и газа. 

С этого момента размер ядра будет определять окончательную судьбу звезды. Дальше только интереснее!



Классификация звезд

Итак, что может произойти со звездой дальше?

Белые карлики

Белые карлики образуются из средних звезд по массе примерно равных нашему Солнцу. Да, наше Солнце — средняя звезда, и любая звезда массой, в 1,4 раза превышающей массу нашего Солнца, также будет считается средней.  

Как только такие звезды Главной последовательности освобождаются от внешних слоев из-за пульсаций, внутреннее ядро ​​становится “открытым”. Это ядро очень горячее и известно как Белый карлик. 

Белые карлики примерно того же размера, что и наша родная планета Земля. Однако они имеют гораздо большую массу. Астрономы долго были озадачены этим. Они вопрошали: “Если у Белого карлика такая большая масса, почему он не сворачивается сам в себя?”. Ответ на этот вопрос довольно интересный.

Оказывается, что внутри Белого карлика есть быстро движущиеся электроны, которые оказывают внешнее давление и предотвращают коллапс Белого карлика.  

Вот несколько интересных фактов о этих звездах:

  • Чем больше звезда Главной Последовательности, тем массивнее будет ее ядро. Следовательно, тем плотнее будет Белый карлик.
  • Чем меньше диаметр Белого карлика, тем больше его масса!
  • Только средние звезды становятся Белыми карликами. Это означает, что нашего Солнце превратится в Белого карлика.
  • Если звезда имеет массу, превышающую массу Солнца в 1,4 раза, она не сформирует Белого карлика, потому что внешнее давление, создаваемое быстродвижущимися электронами в ядре, не сможет уравновесить гравитационный коллапс. Таких звезд ждет другая судьба.

Новые

Может случиться так, что Белый карлик становится частью двойной звездной системы или системы из нескольких звезд. В таком случае вполне возможно, что он будет находиться достаточно близко к своим спутникам (звездам). Близость может позволить Белому карлику притягивать материю (в основном водород) из внешнего слоя звезды-компаньона. Это приведет к формированию внешнего слоя для самого Белого карлика.

Если Белому карлику удастся “втянуть” достаточное количество вещества, реакция синтеза в нем может возобновиться. Тогда он внезапно станет намного ярче. 

В этом случае Белый карлик станет Новой, но реакция слияния на поверхностном слое заставит его расширяться, и в конечном итоге под действием взрыва внешняя оболочка все равно будет разрушена. Как только поверхностного слоя не станет, вновь обретенный свет Белого карлика исчезнет в течение нескольких дней. Затем он перезапустит цикл и снова сформирует Новую.

Если Белый карлик очень большой и сформирован из звезды намного больше нашего Солнца, то он может затянуть достаточное количество водорода, чтобы разрушиться из-за собственного гравитационного притяжения — взорваться и стать Сверхновой.

Сверхновые

Это настоящий космический фейерверк. Сверхновые звезды “рождаются” из звезд Главной последовательности, которые тяжелее нашего Солнца в 8 раз и более. 

Если кратко, то сверхновая сильно отличается от Новой. В Новой взрывается только внешний слой, а в Сверхновой еще и ядро.

В очень больших Звездах Главной последовательности происходит множество экзотических ядерных реакций в ядре, и в конечном итоге образуется железо. Образование железа означает, что звезда больше не может производить энергию.

Конечно, можно утверждать, что следующий раунд реакции синтеза может превратить железо в более тяжелые элементы и высвободить энергию. Но этого не произойдет, потому что для ядерной реакции по превращению железа в более тяжелые металлы энергия не выделяется, а потребляется. Таким образом, дальнейшая реакция ядерного синтеза невозможна. 

На этой стадии (поскольку нет энергии для противодействия гравитации) железное ядро ​​разрушается само по себе. Ядро с поперечным сечением около 5000 миль разрушается за несколько секунд.

Происходит чрезвычайно сильный взрыв, и высвобождается столько энергии, что мы просто не можем себе этого представить. Такой быстрый крах повышает температуру звезды как минимум на 100 миллиардов градусов.

Этот взрыв называется взрывом сверхновой, и когда он происходит, то может на несколько дней и недель затмить собой всю галактику.

Таким образом, срок жизни Сверхновой относительно короткий.

Что происходит после взрыва Новой и Сверхновой?

Материал, который выделяется из Новых или Сверхновых, смешивается с газом и пылью, присутствующими между звездами.  Тяжелые элементы и другие химические соединения перерабатываются и снова используются для создания звезд, планет и других небесных объектов!

Нейтронная звезда

Если ядро сверхновой очень велико, оно ​​будет продолжать коллапсировать до того момента, когда протоны и электроны станут сливаться вместе, образуя нейтроны. Это приведет к появлению нейтронной звезды.  

Нейтронные звезды очень плотные. Они обладают чрезвычайной гравитационной силой даже на поверхности.

Если такие нейтронные звезды образуются в двойных или множественных звездных системах, они будут накапливать массу, втягивая газ от соседних звезд. Мощные магнитные поля нейтронной звезды будут ускорять все атомы вблизи ее полюсов.  Это ускорение приведет к мощным излучениям. 

Черная дыра

В Сверхновой, если ядро ​​имеет массу, превышающую массу Солнца в 3 раза, оно ​​полностью разрушится и приведет к созданию Черной Дыры. Чёрная дыра будет очень плотной, и всё вещество в ней будет упаковано в бесконечно малую точку, называемую «Сингулярностью«. 

Гравитация в Черной дыре настолько интенсивна, что ничто не сможет вырваться с ее орбит. Когда мы говорим “ничто не может вырваться”, мы также имеем в виду свет. Поскольку свет не может преодолеть гравитацию Черной дыры, мы не можем ее видеть. 

Как же обнаружить Черные дыры? Есть косвенный метод. Когда Черная дыра затягивает материю, вокруг нее создается спиральный диск, который нагревается до огромных температур и испускает гамма-лучи и рентгеновские лучи. Мы можем обнаруживать эти лучи, и это позволяет находить черные дыры.



Заключение

Теперь, когда мы знаем, что такое звезда, как она рождается и умирает, может показаться, что мы узнали все. Увы, мы далеки от этого. Нам нужно гораздо больше, чтобы ответить на вопрос: “Что такое звезда?”


Что в Черной дыре?


Источник: mentalsky.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

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