Как угасают звезды космос
Говорят, что звезды гаснут на утренней заре и зажигаются на вечерней, но ночью, когда наша атмосфера прозрачна для видимого света и рассеянные солнечные лучи не создают яркий голубой фон, звезды светят так же, как светили нашим предкам миллионы лет тому назад. И все же звезды не вечны, они гаснут по-настоящему.
На небе одновременно видны звезды разных возрастов: одни зажигаются, другие затухают. Самые массивные живут всего миллионы лет, а звезды малых масс доживают до нескольких миллиардов лет.
Все определяет их масса, а следовательно, гравитация. В недрах звезд происходят термоядерные реакции, в результате повышается температура и создается высокое газовое давление. Газовое давление, борясь с гравитацией, удерживает звезду в равновесии. Когда включаются новые реакции, равновесие нарушается: ядро еще больше сжимается, уплотняется и разогревается, а атмосфера раздувается и медленно остывает. Звезда превращается в красного гиганта.
У звезд с массой порядка массы Солнца (в этой статье будем рассматривать только их) атмосфера, расширяясь, пульсируя, отрывается от ядра и, продолжая расширяться, превращается в планетарную туманность. Это еще один неудачный исторически сложившийся термин: планетарные туманности не имеют никакого отношения к планетам. Их сферическая структура при наблюдениях в небольшой телескоп напоминала планетный диск, а происхождение оставалось загадкой. Академик И.С. Шкловский первым понял, что планетарные туманности и их ядра – белые карлики – происходят от красных гигантов.
С относительно холодной поверхности красного гиганта медленно истекает вещество (звездный ветер). От раскаленного ядра звезды «дуют» гораздо более энергичные ветры. Они догоняют раздувающуюся атмосферу с ее звездным ветром, «сгребают» газ, образуя вокруг ядра более плотную сферическую оболочку – планетарную туманность.
Так как ядро очень горячее, максимум его излучения приходится на ультрафиолет. Атомы оболочки переизлучают полученные энергичные кванты в кванты видимого диапазона и поэтому планетарные туманности выглядят гораздо ярче их ядер. Чем дальше от ядра, тем туманность холоднее.
Спектр туманности – непрерывный с линиями излучения. Внутренние слои планетарной туманности излучают в линиях ионизованных элементов: гелия, углерода, кислорода, азота и других. Особенно выделяются две зеленые линии небулия. Их не смогли отождествить и приписали несуществующему химическому элементу, будто бы свойственному туманностям, небулам. Оказалось, что это запрещенные линии дважды ионизованного кислорода, которые появляются только в условиях очень разреженного газа; такие условия возникают в туманностях, в том числе и в планетарных.
Дальше от ядра газ становится нейтральным, еще дальше – образуются молекулы. Их линии в спектрах планетарных туманностей можно наблюдать с помощью наземных радиоителескопов. Еще дальше, где значительно холоднее, молекулы объединяются в пылинки. Это показали наблюдения в инфракрасной области спектра, проводимые на космических аппаратах. Планетарные туманности – один из основных поставщиков пыли в межзвездную среду.
Планетарные туманности медленно расширяются со скоростью всего в десятки километров в секунду и постепенно, за десятки тысяч лет, рассеиваются в межзвездном пространстве.
Ядро планетарной туманности – белый карлик – ядро бывшей звезды, в котором прекратились ядерные реакции. Его температура — десятки миллионов К, плотность достигла миллиона тонн в кубическом сантиметре, так как оно сжалось до размеров Земли. При таких условиях вещество ядра превращается в вырожденную электронно-ионную плазму.
Чем больше масса белого карлика, тем сильнее его гравитационное сжатие, поэтому чем больше масса, тем меньше размер. Чем меньше размер белого карлика, тем больше его плотность, ионы теснее подходят друг к другу. Чем больше плотность, тем больше, согласно принципу Паули, средняя энергия электронов и соответственно их средние скорости. Давление, создаваемое электронами выроженного газа, противостоит гравитационному сжатию, звезда на многие годы приобретает устойчивость. Даже остывая, белый карлик не сжимается, так как скорости электронов теперь не зависят от температуры, а зависят только от плотности вещества.
Масса звезды «втиснута» в размер небольшой планеты. Поэтому сила притяжения на ее поверхности очень велика. Этим обстоятельством определяются особенности спектров белых карликов. В их спектрах наблюдаются линии водорода и гелия – элементов, которые давно выгорели в этих звездах. Оказывается, белые карлики натягивают на себя вещество из межзвездной среды. Кроме того, линии спектра смещены в длинноволновую сторону — «гравитационное красное смещение» — излучаемые кванты, вырываясь из мощного гравитационного поля, теряют часть своей энергии.
Излучение белых карликов даже при очень высокой температуре поверхности в тысячи раз меньше излучения Солнца из-за их небольших размеров. Излучая накопленную в ядре звезды энергию, белые карлики продолжают существовать еще многие миллиарды лет. Постепенно остывая, они становятся желтыми, красными, черными. Их температура приближается к температуре окружающей среды, примерно 10 К, поэтому в оптическом диапазоне они перестают излучать.
Выдающийся индийский ученый, лауреат Нобелевской премии, Чандрасекар определил верхний предел массы, при которой белые карлики остаются устойчивыми – 1.46 масс Солнца. Другой Нобелевский лауреат, Л.Д. Ландау, обосновал этот вывод на основе физики сверхплотных тел.
При больших массах звездных ядер скорости электронов приближаются к скорости света. В новых физических условиях белые карлики не в состянии противостоять силам гравитации, которые сжимают их до размеров всего в десятки километров. Они превращаются в недоступные для оптических наблюдений нейтронные звезды. Для нейтронных звезд существует свой предел массы, способной противостоять гравитации.
А если масса превосходит и этот предел, то гравитация перестает «играться», создавая противодействующие ей самой силы, и превращает бывшую звезду в черную дыру.
Невидимые остатки звезд, у которых масса сосредоточена в маленьком объеме, обладают огромным градиентом гравитационного поля. Ускорение свободного падения у белых карликов — порядка тысяч километров в секунду за секунду! У нейтронных звезд — еще гораздо больше. Они представляют большую опасность для будущих космических кораблей: могут затянуть, а как вырваться? Пока представить это невозможно.
- Войдите на сайт для отправки комментариев
- 11486 просмотров
Самая главная для нас звезда — Солнце. От Солнца реально зависит жизнь человечества. Казалось бы, мы должны интересоваться всем, что происходит с Солнцем. Но вот факты:
Каждый четвертый россиянин считает, что «Солнце вращается вокруг Земли», а не наоборот. Социологи на протяжении нескольких лет задают россиянам этот вопрос, и всякий раз значительная часть населения демонстрирует приверженность альтернативному взгляду на устройство мира.
«Это социологический факт, который мы установили, затем перепроверили и снова подтвердили», — сообщил глава ВЦИОМа и признался, что был поражен ответом части россиян на этот вопрос — другие социологические данные его настолько не впечатляли.
На всякий случай сообщаем:
В действительности Земля вращается вокруг Солнца и делает полный оборот за 1 год.
Было бы смешно, если бы не было так печально!
Источник
Как умирают звезды?
Звезды начинают свою жизнь в огромных газопылевых облаках, когда под воздействием гравитации те сжимаются настолько, что температуры внутри начинает хватать для зажигания ядерного синтеза водорода. И, как только стартует этот процесс, звезда вступает в игру со смертью. Мощная гравитация массивного светила пытается сжать его до крошечной точки, но энергия, выделяемая при синтезе, вырывается наружу, создавая хрупкое равновесие, которое может сохраняться в течение миллионов, миллиардов и даже триллионов лет.
Чем меньше звезда — тем дольше она проживет. Маленьким звездам банально не нужно много энергии для уравновешивания внутреннего гравитационного притяжения, поэтому они только слегка потягивают свои запасы водорода, как мохито на пляже. В качестве дополнительного «жизненного бонуса» атмосферы этих звезд постоянно циркулируют, заставляя свежий водород из внешних слоев проникать в ядро, где он помогает подпитывать термоядерный синтез.
В общем, типичный красный карлик будет мееедленно сжигать водород в своем ядре в течение триллионов лет. Да, такие звезды могут увидеть рождение и смерть Солнца. Они вообще могут увидеть закат Вселенной, когда ярких светил больше не останется, и космос погрузится во тьму.
Красные карлики достаточно малы, чтобы планеты рядом с ними существенно снижали их яркость — потенциальный способ нахождения экзопланет.
По мере того, как эти маленькие звезды стареют, они постепенно становятся ярче и горячее, пока не начнут расплываться, превращаясь в инертные скучные комки гелия и водорода, который просто болтаются во Вселенной. Судьба явно незавидная, зато жизнь тихая и размеренная.
Перейдем на другой конец шкалы, в гости к молодым и горячим гигантам и сверхгигантам, коих существует достаточно много (самые распространенные — голубые и красные). Жизнь таких огромных звезд, которые нередко в десятки раз тяжелее нашего Солнца, протекает бурно: из-за их огромной массы реакции синтеза в их недрах должны происходить крайне активно, чтобы поддерживать баланс с гравитацией.
В итоге, несмотря на то, что они намного тяжелее своих собратьев — красных карликов, эти звезды имеют гораздо более короткую продолжительность жизни: всего лишь несколько миллионов лет. Это смешная цифра даже по земным меркам: со времен гибели динозавров во Вселенной могло смениться с десяток поколений голубых гигантов.
Голубой сверхгигант Гамма Ориона, красный сверхгигант Алгол В, Солнце и планеты.
Но при этом их короткая жизнь оказывается невероятно полезной для всего космоса. Их огромные размеры и высокие температуры в недрах позволяют им проводить реакции синтеза не только с водородом, но и гелием. И углеродом. И даже кислородом, магнием и кремнием. Такие звезды способны создавать чуть ли не половину таблицы Менделеева к концу своей жизни.
Смерть таких огромных звезд происходит так же эпично, как и их жизнь. Как только тяжелых элементов в них становится достаточно, чтобы образовать железное ядро, синтез прекращается, и вечеринка заканчивается. Так как больше нечему противостоять гравитации, весь материал, окружающий ядро, вдавливается в него. Однако плавление железа не выделяет достаточного количества энергии, чтобы противодействовать этому процессу. В итоге ядро сжимается до такой невероятной плотности, что электроны оказываются просто вынужденными объединиться с протонами, превращая все ядро в гигантский шар нейтронов.
Этот нейтронный шар оказывается способен некоторое время противостоять сокрушительным силам гравитации, но все равно в итоге сдается, вызывая мощнейший взрыв сверхновой. Для понимания масштабов: сверхновая за неделю способна выделить больше энергии, чем наше Солнце за все 10 миллиардов лет своей жизни.
Последствия такого взрыва ожидаемо катастрофические: про выживание планетной системы даже говорить не приходится, может хорошо достаться даже соседним звездам. Ударная волна и материал, выброшенный во время взрыва, создают целые пузыри газа в межзвездной среде, разрушают туманности и даже выбрасывают материал из самих галактик.
Взрыв сверхновой в соседней галактике M82.
Это одно из самых захватывающих зрелищ во всей Вселенной. Последние описанные сверхновые, взорвавшиеся в Млечном пути, были неделями хорошо видны даже днем. А сверхновые, взрывающиеся в соседних галактиках, нередко светят ярче их самих.
Однако, как бы удивительно это не звучало, такие разрушительные взрывы. даруют жизнь. В них синтезируется вся таблица Менделеева, разлетаясь после этого с ударной волной по галактике. В результате образуются новые газопылевые облака, из которых рождаются новые звезды и планеты, и цикл повторяется.
Но что же происходит с остатками самих сверхгигантов? Выбор у них небольшой: если их масса сравнительно мала, то они так и остаются крайне сжатыми шарами из нейтронов — нейтронными звездами с гигантской плотностью. Если же масса оказывается достаточной, рождается новая черная дыра.
Наихудшая участь постигает звезды среднего размера — такие, как наше Солнце. Слишком большие, чтобы спокойно уйти в ночь, и слишком маленькие, чтобы вызвать взрыв сверхновой, они вместо этого превращаются в ужасных монстров, которые перед смертью выворачиваются наизнанку.
Для этих средних звезд (которых во Вселенной больше 90%) проблема заключается в том, что, как только в ядре начинает образоваться шар из кислорода и углерода, вокруг него оказывается недостаточно массы, чтобы превратить его в железное ядро. Так что он просто растет, становясь с каждым днем все жарче. Остальная часть звезды реагирует на этот ад в ядре, раздуваясь и превращая звезду в красного гиганта. Когда наше Солнце достигнет этой фазы, оно вполне может дотянуться до орбиты Земли, тем самым прекратив ее историю.
Эта фаза красного гиганта крайне нестабильна, и звезды, подобные нашему Солнцу, будут раздуваться, коллапсировать и повторно надуваться снова и снова, при этом при каждой итерации будут возникать солнечные ветра, уносящие часть материала в Солнечную систему. В своей последней агонии звезда среднего размера при очередном разрастании буквально лопается, образуя горячую планетарную туманность, окружающую теперь обнаженное ядро из углерода и кислорода в центре. Такие звездные останки зовутся белыми карликами.
В дальнейшем белый карлик еще некоторое время освещает планетарную туманность, прежде чем звездный труп не остывает слишком сильно, чтобы позволить такие световые шоу. Несмотря на то, что планетарные туманности выглядят очень красивыми в телескоп — не обманывайтесь, они являются продуктом мучительной смерти звезды.
Но стадия белого карлика — еще не конец. В течение сотен миллиардов лет у него еще будет достаточно тепла, чтобы хотя бы слегка светиться в ИК-диапазоне. И только после этого, растеряв абсолютно все тепло, он превратится в черного карлика, который будет абсолютно не различим на фоне Вселенной.
Источник