Жизненный цикл звезды
Все в этом мире развивается. Любой цикл начинается с рождения, роста и завершается смертью. Конечно, у звезд эти циклы проходят по-особенному. Вспомним хотя бы, что временные рамки у них более масштабные и измеряются миллионами и миллиардами лет. Кроме того, их смерть несет определенные последствия. Как же выглядит жизненный цикл звезд?
Молекулярные облака
Начнем с рождения звезды. Представьте себе огромное облако холодного молекулярного газа, которое может спокойно существовать во Вселенной без всяких изменений. Но вдруг недалеко от него взрывается сверхновая или же оно наталкивается на другое облако. Из-за такого толчка активируется процесс разрушения. Оно делится на небольшие части, каждая их которых втягивается в себя. Как вы уже поняли, все эти кучки готовятся стать звездами. Гравитация накаляет температуру, а сохраненный импульс поддерживает процесс вращения. Нижняя схема наглядно демонстрирует цикл звезд (жизнь, этапы развития, варианты трансформации и смерть небесного тела с фото).
Протозвезда
Материал сгущается плотнее, нагревается и отталкивается от гравитационного коллапса. Такой объект называют протозвездой, вокруг которого формируется диск материала. Часть притягивается к объекту, увеличивая его массу. Остальные же обломки сгруппируются и создадут планетарную систему. Дальше развитие звезды все зависит от массы.
Т Тельца
При попадании материала на звезду, высвобождается огромное количество энергии. Новый звездный этап назвали в честь прототипа – Т Тельца. Это переменная звезда, расположенная в 600 световых годах (недалеко от скопления Гиад).
Она может достигать большой яркости, потому что материал разрушается и освобождает энергию. Но в центральной части не хватает температуры, чтобы поддерживать ядерный синтез. Эта фаза длится 100 миллионов лет.
Главная последовательность
В определенный момент температура небесного тела поднимается к необходимой отметке, активируя ядерный синтез. Через это проходят все звезды. Водород трансформируется в гелий, выделяя огромный тепловой запас и энергию.
Энергия высвобождается как гамма-лучи, но из-за медленного движение звезды она падает с длиной волны. Свет выталкивается наружу и вступает в конфронтацию с гравитацией. Можно считать, что здесь создается идеальное равновесие.
Сколько она пробудет в главной последовательности? Нужно исходить из массы звезды. Красные карлики (половина солнечной массы) способны тратить топливный запас сотни миллиардов (триллионы) лет. Средние звезды (как Солнце) живут 10-15 миллиардов. А вот наиболее крупные – миллиарды или миллионы лет. Посмотрите, как выглядит эволюция и смерть звезд различных классов на схеме.
Красный гигант
В процессе плавления водород заканчивается, а гелий накапливается. Когда водорода совсем не остается, все ядреные реакции замирают, и звезда начинает сжиматься из-за силы тяжести. Водородная оболочка вокруг ядра нагревается и зажигается, заставляя объект вырастать в 1000-10000 раз. В определенный момент и наше Солнце повторит эту судьбу, увеличившись до земной орбиты.
Температура и давление достигают максимума, и гелий сплавляется в углерод. В этой точке звезда сжимается и перестает быть красным гигантом. При большей массивности объект будет сжигать другие тяжелые элементы.
Белый карлик
Звезда с солнечной массой не располагает достаточным гравитационным давлением, чтобы сплавить углерод. Поэтому смерть наступает с окончанием гелия. Происходит выброс внешних слоев и появляется белый карлик. Сначала он горячий, но через сотни миллиардов лет остынет.
Источник
Время жизни звезды
Нас окружают звезды самого разного возраста. Солнце — сравнительно старая звезда, как и планеты, вращающиеся вокруг него. По оценкам геологов, возраст Земли — около 4,5 млрд. лет, возраст Солнца должен быть не меньшим. Возраст абсолютного большинства звезд нашей Галактики — такой же, как у Солнца, или больше. В то же время многие звезды образовались совсем недавно, а некоторые давно закончили свой жизненный путь. Процесс рождения и умирания звезд непрерывен.
Жизненный цикл Солнца
Массивные звезды эволюционируют намного быстрее, чем звезды малых масс. Звезда очень большой массы успевает пройти весь свой жизненный путь и стать сверхновой за тот период, которого самым легким звездам хватает лишь для того, чтобы прийти на главную последовательность. Соотношение возраста и отпущенного звезде времени жизни можно рассматривать как показатель молодости или старости звезды. Самые молодые звезды мы наблюдаем в областях звездообразования, близ ярких газовых туманностей. Они находятся на стадии образования или только что образовались из газовой среды, «проклюнулись» из непрозрачных околозвездных «коконов», на их поверхность продолжает падать газовое вещество из окружающего пространства. Эти активные процессы проявляются в переменности блеска молодых звезд. Особенно точно определяется возраст звездных скоплений. Звездное скопление — это группа звезд различной массы, которые сформировались практически одновременно из вещества с почти одинаковым содержанием химических элементов.
Сравнив диаграмму Герцшпрунга — Рассела звездного скопления с теоретической последовательностью, т.е. последовательностью, которую должны образовывать на этой диаграмме звезды разной массы, но одного возраста и химического состава, астрофизики могут оценить возраст скопления.
диаграмма Герцшпрунга — Рассела
У очень молодых звездных скоплений (с возрастом около 1 млн. лет) правая нижняя часть наиболее «населенной» последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рассела проходит выше теоретической главной последовательности. Это результат того, что самые маломассивные звезды молодых скоплений еще не достигли эволюционного этапа главной последовательности и только приближаются к ней справа. У более старых скоплений (десятки миллионов лет) становится заметным загиб вправо верхнего конца главной последовательности. Масса звезд вдоль главной последовательности убывает сверху вниз. Самые массивные звезды рассматриваемых скоплений уже завершают эволюционную стадию главной последовательности и начинают уходить с нее вправо. Место этого загиба обычно называют точкой поворота главной последовательности. Чем старше скопление, тем дальше точка поворота сдвигается вправо вниз (в сторону меньшей светимости и более низкой температуры поверхности звезд). У самых старых шаровых скоплений (около 10 млрд. лет и больше) на главной последовательности вообще нет ярких горячих звезд. Теоретики предсказывают, что Солнце останется на главной последовательности еще примерно 5— 6 млрд. лет, и если в шаровых скоплениях звезды солнечного типа уже отсутствуют на главной последовательности, значит, возраст таких скоплений (и возраст населяющих их звезд) должен превышать 10 млрд. лет.
Источник
Как выглядит жизненный цикл звезды?
Когда вы смотрите на ночное небо, вы видите тысячи звезд. Наше собственное Солнце — желтая карликовая звезда в середине своего жизненного цикла. Как они все туда попали? Вот более пристальный взгляд на жизненный цикл звезды, и как размер и масса одного из этих звездных тел влияют на ее существование.
В начале
В отличие от популярных СМИ, звезды не просто появляются полностью сформированными с серией планет, окружающих их. Этот процесс занимает миллионы или даже миллиарды лет, и все это начинается с облака межзвездного газа.
Каждая звезда на небе начинала свою жизнь как туманность, которая представляет собой облако газа и пыли. Эти туманности в основном состоят из водорода и гелия, а также некоторых других микроэлементов. Со временем облако начнет вращаться, развивая центр тяжести и притягивая все в туманности к этой точке. Гравитация продолжает расти и усиливаться до тех пор, пока в решающий момент давление не приведет к коллапсу ядра молекул водорода и гелия в процессе, называемом ядерным синтезом.
Звезды, которые начинают формироваться, но не имеют достаточного тепла и давления, чтобы вызвать ядерное деление, известны как коричневые карлики. Их масса примерно вдвое больше массы Юпитера, но с Земли они видны только в инфракрасные телескопы.
Как только происходит слияние, рождается звезда — но что происходит после этого?
Жизненный цикл звезды
Прежде чем мы перейдем к тому, что происходит с каждым типом звезды в течение ее жизни, необходимо коснуться одного важного момента. Существует прямая связь между массой звезды и ее долголетием.
Массивные звезды могут иметь больше водорода, но они прожигают его быстрее, чем более мелкие, чтобы поддерживать свои большие размеры. Маленькие звезды не должны гореть так ярко, поэтому они живут дольше.
Это все относительно, так как средняя продолжительность жизни звезды исчисляется миллиардами лет. Нашей родной звезде 4,603 миллиарда лет, и, вероятно, у нее достаточно водорода, чтобы гореть еще 5 миллиардов лет. Как это отношение массы к продолжительности жизни влияет на различные типы звезд?
Звезды O- и B-класса
Звезды O — и B-класса являются одними из самых больших, которые вы увидите в ночном небе. Вы можете разбить их продолжительность жизни на пять этапов.
Первая стадия происходит сразу после первого слияния, которое дает рождение этому новому небесному телу. И гелий, и водород существуют внутри звезды, но в настоящий момент она только сжигает водород. На этом этапе он известен как звезда главной последовательности, и это, вероятно, самая стабильная часть его жизненного цикла.
Как только водород заканчивается, звезда переходит во вторую стадию. На протяжении миллионов или миллиардов лет ядро теряет стабильность. Хотя гелий горюч, звезда его не сжигает. Вместо этого, эта нестабильность заставляет гелий сливаться с углеродом, который смешивается с такими элементами, как железо, сера и неон. В этот момент ядро также превращается в железо, в то время как внешняя гелиевая оболочка звезды начинает расширяться.
Третья стадия длится около миллиона лет и включает серию ядерных реакций, которые образуют больше оболочек вокруг железного ядра звезды.
Четвертая стадия — это самое взрывоопасное время в жизненном цикле звезды. В какой-то момент ядро обрушится само на себя и создаст массивную ударную волну, называемую сверхновой. То, что останется от звезды, будет расширяться во всех направлениях, уничтожая все, что находится на ее пути.
С этой точки зрения есть два различных способа, которыми звезда с большой массой может войти в пятую стадию. Если оставшийся материал в 1,5-3 раза больше нашего Солнца, он снова схлопнется и превратится в нейтронную звезду. Если он больше этого, то, что осталось от звезды, вместо этого станет черной дырой.
Звезды К- и М-класса
Звезды с низкой массой необязательно маленькие. Используя наше Солнце для сравнения размеров, большинство звезд с низкой массой составляют примерно 1,4 солнечных единицы — или 1,4 раза больше нашего Солнца. Хотя они могут быть больше, они значительно легче по весу, чем звезды класса G, такие, как наше Солнце.
Начало жизни звезды с малой массой похоже на жизнь с высокой и средней массой: она образуется из пылевого облака, инициирует ядерный синтез и горит как часть главной последовательности в течение миллиардов лет. Как только у этих звезд истощается водород, ядро начинает разрушаться, становясь более горячим и плотным с течением миллионов лет. В конце концов, это ядро достигнет температуры примерно 100 миллионов градусов Кельвина, где молекулы гелия начинают сливаться с углеродом. Внешность звезды темнеет до красного, становясь красным гигантом по мере расширения.
Как это происходит, происходит гелиевая вспышка. Это заставляет внешнюю часть звезды расширяться и слегка охлаждает ядро. Она проходит через этот цикл несколько раз, нагреваясь и охлаждаясь, когда внешняя оболочка расширяется и сжимается. Вот тут-то и начинается самое интересное.
Вместо того чтобы взорваться как звезда с высокой массой, она в конце концов теряет сцепление, так как гравитация больше не может сдерживать внешние слои. Она становится так называемой планетарной туманностью.
Как только это произойдет, все, что осталось, — это ядро звезды, которая продолжает гореть как белый карлик. Когда у него кончается топливо, оно в конечном итоге темнеет до черного карлика.
Звезды G-класса
Мы все хорошо знакомы со звездами G-класса — наше солнце — одна из них. Сейчас это главная звезда последовательности, в середине своего жизненного цикла. Она стабильна, кроме случайной вспышки Солнца или выброса корональной массы, и обеспечивает нашу планету теплом и светом, которые ей необходимы, чтобы выжить.
Судьба звезды средней массы, подобной нашему солнцу, похожа на судьбу звезд низкой массы. Он начнет расширяться в красного гиганта — и, вероятно, поглотит нашу планету, а затем в конечном итоге превратится в планетарную туманность, оставив позади белого карлика.
Конец жизни на Земле
Хотя наше Солнце уже немолодо, с астрономической точки зрения, вам не нужно беспокоиться о том, что оно станет красным гигантом во время вашей жизни или жизни ваших детей. Мы, вероятно, получим еще 5 миллиардов лет жизни. К тому времени мы, вероятно, сами окажемся среди звезд, и наша родная планета превратится в далекое воспоминание.
Источник
Как долго может прожить звезда?
Человеческая жизнь, по сравнению с жизнью звёзд очень коротка, даже всё время существования человеческой цивилизации является лишь мигом, для любой звезды. Поэтому человек не может проследить жизнь хотя бы одной звезды от начала до конца, поэтому астрофизики решили изучать звёзды, которые находятся на разных стадиях развития, что даёт возможность проследить весь жизненный цикл звезды, объединив полученные данные.
Как рождаются звёзды?
Жизнь звёзд начинается в гигантских газопылевых облаках, ими заполнена межзвёздная среда в галактике. Плотность этого облака очень маленькая, от 0.1 до 1 молекулы на см³. Состав межзвёздного газа в той или иной области галактики определяет химический состав звезды, которая из него сформируется. В обычной ситуации газопылевое облако не будет сжиматься и образовывать звёзды, для начала формирования звёзд облако должно находиться в состоянии гравитационной неустойчивости, это может быть спровоцировано столкновением облаков друг с другом или взрывом сверхновой звезды, произошедшим неподалёку. Это приводит к увеличению плотности в отдельных участках облака. В таких местах уплотнения газ быстро собирается в сгустки и под действием гравитации уплотняется, нагреваясь от сжатия. Вследствие коллапса и разогрева начинают происходить отдельные вспышки ядерного горения и шар из газа начинает светиться — образуется протозвезда.
С увеличением температуры и плотности в центре начинают стабильно протекать термоядерные реакции и протозвезда превращается в настоящую звезду. Процесс звездообразования относительно недолгий: самые большие звезды проходят эту стадию всего за несколько сотен тысяч лет.
Гравитационное равновесие
После образования звезда большую часть своей жизни находится в состоянии гравитационного равновесия (на главной последовательности). Если говорить по-простому: за счёт гравитации внешние слои звезды давят к её центру, а давление нагретых газов и излучения в недрах звезды — от центра. Их баланс поддерживает звезду в неизменном состоянии почти всю её жизнь.
Это будет продолжаться до тех пор, пока водород в ядре не превратится в Гелий, после чего термоядерные реакции замедляются, давление в ядре уменьшается и звезда начнёт сжиматься под действием гравитации. Звёзды, подобные нашему Солнцу, находятся на главной последовательности около 10 млрд лет. Что же происходит со звездой дальше? Это зависит от типа звезды.
Как умирает звезда?
Поскольку разные типы звёзд заканчивают свою жизнь по-разному и этих типов очень много, в дальнейшем мы не будем рассматривать все подвиды звёзд, а обратим внимание на 3 общие типа: звёзды с малой, средней и большой массами.
Звёзды с малой массой (0.2 — 0.5 масс Солнца) живут дольше и на главной последовательности находятся более 15 миллиардов лет. По теоретическим расчётам звёзды малой массы не станут красными гигантами, как это будет с Солнцем, они будут нагреваться и превратятся в голубые карлики.
Для звёзд со средней массой (до 1.5 массы Солнца) после стадии главной последовательности, которая длится в среднем около 10 миллиардов лет, наступает короткая стадия жизни в виде субгиганта или красного гиганта, в зависимости от массы звезды. В это время радиус звезды увеличивается, а температура снижается. Стадия гигантов продолжается всего несколько миллионов лет, после чего звезда сбросит свою внешнюю оболочку и останется только белый карлик, который будет остывать в течение десятков миллиардов лет. Кстати, наше Солнце перейдёт в стадию красного гиганта через 5 млрд лет.
Звёзды большой массы (около 8 масс Солнца и больше) становятся сверхгигантами достаточно быстро, состояние гравитационного равновесия продолжается от нескольких десятков до нескольких сотен миллионов лет, после чего они сбрасывают свою внешнюю оболочку, и превращаются в звёзды Вольфа-Райе, которые затем заканчивают свою жизнь взрывом сверхновой. Другие же звёзды взрываются как сверхновая типа II. В зависимости от массы остатка звезды, он становится или нейтронной звездой или чёрной дырой.
Также существуют звёзды, которые, по не выясненным пока причинам, являются исключением из вышеописанных правил. Так звезда Мафусаила, являясь сверхгигантом, существует уже около 13,5-13,8 млрд лет, что соизмеримо с возрастом всей Вселенной.
Подытожив, можно сказать, что обычно звёзды, способны жить до 20 млрд лет, если их масса невелика, но чем больше и ярче звезда, тем меньше она живёт и крупнейшие из них не проживают даже 100 млн лет.
Автор: Алексей Нимчук. Редакция: Фёдор Карасенко.
Ставьте палец вверх, чтобы видеть в своей ленте больше статей о космосе и науке!
Подписывайтесь на мой канал здесь, а также на мои каналы в телеграме и на youtube . Там вы можете почитать большое количество интересных материалов, а также задать свой вопрос. Поддержать наш канал материально можно через patreon .
Источник