Цикл жизни звезд


image

Людей давно занимали причины горения звёзд на небе, однако по настоящему понимать эти процессы мы стали с первой половины 20-го века. В данной статье я постарался описать все основные процессы, протекающие во время жизненного цикла звезды.

Рождение звёзд

Формирование звезды начинается с молекулярного облака (к которым относятся 1% от всего межзвёздного вещества по массе) — они отличаются от обычных, для межзвёздной среды газо-пылевых облаков тем, что имеют бОльшую плотность, и значительно меньшую температуру — чтобы из атомов могли начать образовываться молекулы (в основном — H²). Само это свойство не имеет особого значения, но огромное значение имеет повышенная плотность этого вещества — от этого зависит, сможет ли вообще сформироваться протозвезда, и сколько времени на это потребуется.

Сами эти облака, при невысокой относительной плотности, за счёт своих огромных размеров могут обладать значительными массами — до 106 Солнечных масс. Новорожденные звёзды, не успевшие отбросить остатки своей «колыбели» разогревают их, что для таких больших скоплений очень «эффектно» выглядит, и является источником прекрасных астрономических фотографий:


Цикл жизни звезд

«Столпы творения» и видео об этой фотографии телескопа «Хаббл»:

Туманность Омега (часть звёзд — является «фоном», газ светится за счёт нагрева излучением звёзд):
Цикл жизни звезд

Сам процесс отбрасывания остатков молекулярного облака обусловлен так называемым «солнечным ветром» — это поток заряженных частиц, которые разгоняются электромагнитным излучением звезды. Солнце теряет за счёт этого процесса миллион тонн вещества в секунду, что для него (массой в 1,98855±0,00025 * 1027тонн) — сущие пустяки. Сами частицы имеют огромную температуру (порядка миллиона градусов) и скорость (около 400 км/с и 750 км/с для двух разных составляющих):

image

Однако низкая плотность этого вещества означает то, что особого вреда они нанести не могут.

Когда начинают действовать гравитационные силы, сжатие газа вызывает сильный нагрев, благодаря которому и начинаются термоядерные реакции. Этот же эффект разогрева сталкивающегося вещества послужил основой для первого прямого наблюдения экзопланеты в 2004 году:


image
Планета 2M1207 b на расстоянии 170 св. лет от нас.

Однако различие между малыми звёздами и планетами-газовыми гигантами состоит как раз в том, что их массы оказывается не достаточно для поддержания начальной термоядерной реакции, которая в целом заключается в образовании гелия из водорода — в присутствии катализаторов (так называемый CNO-цикл — он действителен для звёзд II и I поколения, о которых речь пойдёт ниже):

image

Речь идёт как раз об самоподдерживающейся реакции, а не просто о наличие её факта — потому что хоть энергия для этой реакции (а следовательно и температура) строго ограничены снизу, но энергии движения отдельных частиц в газе определяется распределением Максвела:

image

И поэтому даже если средняя температура газа ниже «нижней границы» термоядерной реакции в 10 раз, всегда найдутся «ушлые» частицы, которые соберут энергию от соседей, и наберут её достаточно для единичного случая. Чем выше средняя температура — тем больше частиц могут преодолеть «барьер», и тем больше в ходе этих реакций выделяется энергии. Поэтому общепризнанной границей между планетой и звездой является порог, при котором термоядерная реакция не просто имеет место, но и позволяет поддерживать внутреннюю температуру не смотря на излучение энергии с её поверхности.


Звёздное население

Прежде чем говорить о классификации звёзд, необходимо сделать отступление, и вернуться на 13 млрд лет назад — в момент, когда после рекомбинации вещества стали появляться первые звёзды. Этот момент для нас показался бы странным — ведь никаких звёзд, кроме голубых гигантов в тот момент, мы не увидели бы. Причина этого — отсутствие в ранней Вселенной «металлов» (а в астрономии так называют все вещества «тяжелее» гелия). Их отсутствие означало то, что для загорания первых звёзд требовалась значительно большая масса (в пределах 20-130 масс Солнца) — ведь без «металлов» CNO-цикл не возможен, а вместо него идёт лишь прямой цикл водород + водород = гелий. Таковым должно было быть звёздное население III (из-за их огромного веса, и раннего появления — в видимой части Вселенной их уже не осталось).

Население II – это звёзды, образовывавшиеся из остатков звёзд III населения, они имеют возраст более 10 млрд лет, и уже содержат в своём составе «металлы». Поэтому попав в этот момент, мы не заметили бы каких-то особых странностей — среди звёзд уже присутствовали и гиганты, и «середнячки» — как наша звезда, и даже красные карлики.

Население I – это звёзды образуются уже из второго поколения остатков сверхновых, содержащие ещё больше «металлов» — к ним относится большинство современных звёзд, и наше Солнце — в том числе.

Классификация звёзд


image

Современная классификация звёзд (гарвардская) очень проста — она основывается на разделении звёзд по их цветам. В маленьких звёздах реакции идут значительно медленнее, и эта непропорциональность вызывает разницу в поверхностной температуре, чем больше масса звезды — тем интенсивнее с её поверхности идёт излучение:

image
Распределения цветов, в зависимости от температуры (в градусах Кельвина)

Как видно из графика распределения Максвелла выше, скорости реакций растут в зависимости от температуры растут не линейно — когда температура подходит к «критической точке» очень близко, реакции начинают идти в десятки раз быстрее. Поэтому жизнь больших звёзд может быть весьма короткой в астрономических масштабах — всего пару миллионов лет, это ничто в сравнении с расчётным временем существования красных карликов — в целый триллион лет (по понятным причинам, ни одной такой звезды ещё не погасло, и мы в данном случае можем полагаться только на расчёты, но продолжительность их жизни — явно превышает сотню миллиардов лет).

Жизнь звезды

Жизнь большинства звёзд протекает на главной последовательности, которая представляет из себя кривую линию, проходящую из верхнего-левого к нижнему-правому углу:

image
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела


Этот процесс может показаться довольно унылым: водород превращается в гелий, и этот процесс продолжается миллионы и даже миллиарды лет. Но на самом деле, на Солнце (и остальных звёздах) даже во время этого процесса на поверхности (и внутри) всё время что-то происходит:

Видео за 5-летний период, сделанное из фотографий «Обсерватории солнечной динамики» NASA запущенной в рамках программы «Жизнь со Звездой», отображён вид Солнца в видимом, ультрафиолетовом и рентгеновских спектрах света.

Полный процесс термоядерных реакций в тяжёлых звёздах выглядит так: водород — гелий — бериллий и углерод, а дальше начинают идти несколько параллельных процессов, заканчивающихся на образовании железа:

image

Это обусловлено тем, что железо обладает минимальной энергией связи (в расчёте на нуклон), и дальнейшие реакции идут уже с поглощением, а не выделением энергии. Звезда всю свою долгую жизнь находится в равновесии между силами гравитации, сжимающими её, и термоядерными реакциями, которые излучают энергию и стремятся «растолкать» вещество.

Переход от сжигания одного вещества к другому происходит с увеличением температуры в ядре звезды (так как каждая последующая реакция требует всё большей температуры — порою на порядки величины). Но не смотря на рост температуры — в целом «баланс сил» сохраняется до самого последнего момента…


Завершение существования

Происходящие при этом процессы можно разделить на четыре варианта развития событий:

1) От массы зависит не только продолжительность жизни звезды, но и то, каким образом она закончится. Для «самых маленьких» звёзд — коричневых карликов (класс M) он завершится уже после выгорания водорода. Но тот факт, что перенос тепла в них осуществляется исключительно конвекцией (перемешиванием) означает то, что звезда максимально эффективно использует весь его запас. А также — максимально бережно будет его расходовать долгие миллиарды лет. Но после расходования всего водорода — звезда медленно остынет, и окажется в состоянии твёрдого шара (на подобии Плутона) состоящего почти полностью из гелия.

2) Далее идут более тяжёлые звёзды (к коим относится и наше Солнце) — масса этого, возможного будущего звезды ограничена сверху в 1,39 массы Солнца для остатка, образующегося после этапа красного гиганта (предел Чандрасекара). Звезда имеет достаточный вес, чтобы зажглась реакция образования углерода из гелия (естественно, самых распространённых нуклидов — гелий-4 и углерод-12). Но и реакции водород-гелий не перестают идти — просто область их протекания переходят в внешние, всё ещё насыщенные водородом слои звезды. Наличие двух слоёв, в которых протекают термоядерные реакции ведёт к значительному росту светимости, что вызывает «раздувание» звезды в размерах.

Многие ошибочно считают, что до момента красного гиганта, светимость Солнца (и других подобных звёзд) постепенно уменьшается, а затем резко начинает расти, на самом деле рост светимости идёт всю основную часть жизни звезды:


image

И на основе этого строят неверные теории, что в долгосрочной перспективе — Венера является лучшим вариантом для заселения человеком — на самом деле, к тому моменту, когда у нас появятся технологии для терраформирования современной Венеры, они могут оказаться безнадёжно устаревшими, и просто-напросто бесполезными. Тем более Земля по современным данным, имеет высокие шансы пережить состояние «красного гиганта» Солнца, на его границе, а вот у Венеры — шансов нет, и «всё что нажито непосильным трудом» — станет частью «пополневшего» Солнца.

image

На стадии красного гиганта звезда не только значительно увеличивает светимость, но также и начинает быстро терять массу, за счёт этих процессов запасы топлива быстро заканчиваются (этот этап как минимум в 10 раз меньше этапа сжигания водорода). После чего звезда уменьшается в размерах, превращается в белого карлика и постепенно остывает.

3) Когда масса выше первого предела, массы таких звёзд достаточно чтобы зажечь последующие реакции, вплоть до образования железа, эти процессы в конечном итоге приводят к взрыву сверхновой.


image

Железо уже практически не участвует в термоядерных реакциях (и точно — не выделяет энергии), и просто собирается в центре ядра до тех пор, пока давление действующее на него снаружи (и действия силы гравитации самого ядра изнутри) не достигает критической точки. В этот момент сила, сжимающая ядро звезды становится столь сильной, что давление электромагнитного излучения больше не в состоянии удерживать вещество от сжатия. Электроны «вдавливаются» в атомное ядро, и нейтрализуются с протонами, так что внутри ядра остаются практически одни нейтроны.

Этот момент имеет квантовую основу, и имеет очень чёткую границу, а состав ядра — состоит из довольно чистого железа, так что процесс оказывается катастрофически быстрым. Предполагается, что этот процесс происходит за секунды, а объём ядра падает в 100 000 раз (и соответственно растёт его плотность):

Поверхностные слои звезды, оказавшись без опоры снизу устремляются вглубь, падая на образовавшийся «шарик» из нейтронов вещество отскакивает обратно, и происходит взрыв. Взрывные волны, прокатывающиеся сквозь толщу звезды создают такое уплотнение и рост температуры вещества, что начинают идти реакции с образованием тяжёлых элементов (вплоть до урана).

Эти процессы имеют в своей основе захват нейтрона (r-процесс и s-процесс) или захват протона (p-процесс и rp-процесс), с каждой такой реакцией химический элемент увеличивает своё атомное число. Но в обычной ситуации такие частицы не успевают «поймать» ещё один нейтрон/протон, и распадается. В процессах же протекающих внутри сверхновой реакции протекают настолько быстро, что атомы успевают «проскочить» большую часть таблицы Менделеева, так и не распавшись.


Таким образом происходит образование нейтронной звезды:

4) Когда же масса звезды превосходит и второй, предел Оппенгеймера — Волкова (1,5 — 3 массы Солнца для остатка или 25 — 30 масс для изначальной звезды), в процессе взрыва сверхновой остаётся слишком большая масса вещества, и давление не в состоянии сдерживать даже квантовые силы.

В данном случае — имеется ввиду предел обусловленный принципом Паули, гласящим что две частицы (в данном случае — речь идёт об нейтронах) не могут находиться в одном квантовом состоянии (на этом основана структура атома, состоящего из электронных оболочек, число которых постепенно растёт с атомным числом).

Давление сдавливает нейтроны, и дальнейший процесс становится не обратим — всё вещество стягивается в одну точку, и образуется чёрная дыра. Сама она уже никак не воздействует на окружающую среду (за исключением гравитации конечно), и может светиться лишь за счёт аккреации (попросту — падения) вещества на неё:

Цикл жизни звезд

Как можно видеть по сумме всех этих процессов — звёзды это настоящий кладезь физических законов. А в некоторых областях (нейтронные звёзды и чёрные дыры) — это настоящие физические лаборатории с экстремальными энергиями и состояниями вещества.


Ссылки:

Обзорная статья на galspace

Постнаука — Нейтронные звёзды и чёрные дыры (серия видео):

Источник: habr.com

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

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.

 

Цикл жизни 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.

 

Цикл жизни 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.

 

Цикл жизни 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.

 

Цикл жизни 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.

 

Цикл жизни 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.

 

Цикл жизни 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


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.