Красный гигант или как стареют небесные звезды
Наблюдателю с Земли все звезды кажутся одинаковыми мерцающими точками, которые отличаются друг от друга только своей яркостью. В действительности небо устроено гораздо сложнее. Сегодня ученым известно множество типов звезд, отличающихся размером, температурой и излучаемым светом. Они рождаются, проживают интересную и долгую жизнь, длящуюся миллиарды лет, а затем умирают или превращаются в черные дыры. Однако перед окончательным угасанием светила, проходят удивительные метаморфозы — они кардинально меняют свой облик.
На завершающих стадиях своей эволюции звезды превращаются в красных гигантов или сверхгигантов — объекты, чей радиус в сотни раз превышает солнечный. Примерами таких «престарелых» звезд могут служить Мира, Арктур, Альдебаран и Гакрукс. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела большинство звезд данного класса находятся на ветви красных гигантов. Они имеют значительную светимость, а также очень протяженные и обширные оболочки.
Солнце также превратится в красного гиганта, после чего жизнь на нашей планете станет невозможной. Но произойдет это через несколько миллиардов лет, так что у человечества есть время основательно подготовиться и найти себе новый дом во Вселенной.
Как появляются звезды-гиганты или немного о небесной эволюции
Астрономам известно множество звезд различных типов: горячих и холодных, больших и маленьких. Для классификации этих небесных объектов используются их абсолютные величины и спектральные характеристики. Спектр дает представление не только о температуре, но и о химическом составе небесного объекта.
В 1910 году ученые Эйнар Герцшпрунг и Генри Рассел, независимо друг от друга разработали диаграмму, значительно упрощающую классификацию звездных объектов и дающую четкое представление об этапах их развития. Кроме того, она наглядно демонстрирует взаимную зависимость спектрального класса, звездной величины и светимости.
Звезды расположены на данной диаграмме не хаотично, а образуют четко выраженные участки. 90% от их общего количества находятся в области, которую называют главной последовательностью. Кроме нее, на диаграмме существует область красных гигантов и сверхгигантов, в которой расположены светила, находящиеся на завершающем этапе своей эволюции.
Данный феномен очень просто объяснить: большую часть жизни звезда получает энергию от реакций, протекающих в ее центральной области. Это протон-протонный цикл, а для массивных звезд — CNO-цикл. После прекращения термоядерных реакций формируется гелиевое ядро, и звезда становится красным гигантом.
Дальнейшая судьба светила зависит от его массы. Если она меньше десяти солнечных, то звезда превращается в красного гиганта, а затем в сверхгиганта, но если больше, то сразу в сверхгиганта. Существует и промежуточный этап – стадия субгиганта, во время которой горение гелия еще не началось, а слияние в ядре водорода уже не происходит.
Но и это еще не финал. Стадия красного гиганта относительно коротка: она занимает примерно десятую часть от общего времени существования светила.
«Юные» гиганты
Объекты в процессе звездной эволюции могут достигать поздних спектральных классов не только на завершающих этапах своей жизни. Образование красного гиганта возможно и в начальный период звездообразования. На этом этапе излучение происходит за счет энергии гравитации, которая образуется при сжатии объекта. Продолжительность данной фазы находится в прямой зависимости от размера и массы звезды: если она больше десяти солнечных масс, то стадия красного гиганта продолжается примерно 103 лет, а для небольших звезд он составляет приблизительно 108 года.
Сжатие уменьшает площадь и повышает ее температуру, что существенно снижает светимость. В конце концов, в недрах объекта зажигаются термоядерные реакции, и молодая звезда выходит на главную последовательность. Несмотря на большое сходство между «юными» и «пожилыми» гигантами, астрономы обычно применяют подобное обозначение для объектов, которые в процессе своей эволюции дошли до поздних этапов. Объекты в период звездообразования обобщенно называются протозвездами. Примером может служить Т Тельца.
Описание и общие характеристики
Красные гиганты – это звезды, относящиеся к спектральным классам К и М, с классом светимости III. Их абсолютная звездная величина составляет 0m ≥ Mv ≥ -3m. Температура поверхности подобных объектов невелика – она не превышает 5 тыс. K, однако, внушительные размеры делают их весьма заметными на небосклоне. Характерный радиус подобных объектов в 100-800 раз превосходит солнечный, по площади поверхности они в 104-106 раза больше нашей звезды. Именно сочетание большой светимости и невысокой температуры является основной характеристикой красных гигантов.
Температура оболочки звезд этого класса приблизительно равна уровню нагрева нити лампы накаливания, поэтому их свет ближе не к красному, а к желтому или охристому цвету. Характерной особенностью является присутствие в спектре излучений металлов и молекулярных полос: сравнительно небольшая температура фотосферы позволяет молекулам сохранять устойчивость.
Плотность красных гигантов относительно мала – иногда она меньше в несколько миллионов раз, чем у солнечного вещества. Звезды этого класса имеют горячее плотное ядро и очень обширную оболочку. На небольшое ядро приходится приблизительно 10% от общего веса объекта. Такое строение приводит к значительному истечению вещества и стремительному уменьшению массы. В год она может достигать 10−6—10−5 M☉.
Данному процессу способствует ряд обстоятельств:
- Значительная протяженность оболочек гигантов и их высокая светимость практически выравнивает силу тяготения и давление в фотосфере, что приводит к истечению вещества;
- Оболочки, которые лежат ниже, слабо прозрачны для электромагнитного излучения, что запускает механизм энергопереноса, основанный на конвекции;
- Из-за большой протяженности начинаются колебательные процессы, которые нередко изменяют тепловой режим. Сегодня астрономы имеют фотографии туманностей, доказывающие наличие подобных колебаний.
На первом этапе после исчерпания водорода формируется гелиевое ядро, которое не принимает участия в термоядерных реакциях – горение водорода продолжается в слое, окружающем его. Когда температура достигает значения 2*108 К, стартует слияние гелия (тройной альфа-процесс) с образованием углерода. После выгорания гелия, в недрах звезды формируется кислородно-углеродное ядро с вырожденным веществом и двумя неустойчивыми слоями горения: гелия, который находится ближе к центру, и водорода, расположенного в более внешней оболочке ядра. У небольших звезд горение гелия может происходить очень активно.
В результате вышеописанных метаморфоз масса звездного ядра увеличивается, повышается его температура, оно сжимается. У красных гигантов с небольшими массами, ядра не доходят до стадии возгорания углерода, и в конце своей эволюции они превращаются в белые карлики. В ядрах более тяжелых объектов проходят стадии выгорания целого ряда элементов. У них процессы нуклеосинтеза завершаются формированием ядер из железа.
Среди красных гигантов и сверхгигантов имеются переменные звезды, которые под действием тех или иных физических процессов меняют яркость. Причем эти изменения могут носить как периодический, так и непериодический характер. В качестве примера можно привести мириды, период пульсаций которых составляет от нескольких суток до двух-трех лет.
Что будет, когда Солнце превратится в красного гиганта
А что ожидает нашу звезду? Когда Солнце станет красным гигантом, и какие последствия это будет иметь для Земли и остальных планет?
Сейчас Солнце находится в «расцвете лет» – его возраст можно назвать средним. Он составляет примерно 4,57 млрд лет, и до финальной стадии нашей звезде еще очень далеко. Еще минимум 5 млрд лет она будет радовать нас теплом и светом, постепенно выжигая водородное топливо.
Каждые 100 миллионов лет его светимость будет увеличиваться на один процент. В будущем это, скорее всего, станет серьезной проблемой, так как вместе со светимостью будет расти и поток тепловой энергии, выделяемый нашим светилом. Вероятно, перед нашими далекими потомками встанет проблема парникового эффекта, аналогичного тому, что действует на Венере в наши дни.
После выгорания водорода, в центре звезды образуется ядро из гелия, который позже начнет сливаться в углерод. Для планет и других объектов нашей системы эти метаморфозы будут иметь самые печальные последствия: звезда увеличится практически до орбиты нашей планеты (в двести раз), поглотив Венеру и Меркурий. Астероиды оплавятся и потеряют свои летучие компоненты. В момент своего максимального расширения Солнце будет иметь радиус в 256 раз больше, чем сегодня. При этом оно будет стремительно терять массу из-за «звездного ветра». К моменту достижения земной орбиты наша звезда ежегодно будет лишаться 4,9 х 1020 тонн всего веса. За счет этого вещества могут значительно «набрать вес» планеты — газовые гиганты: Юпитер, Нептун и Сатурн. Правда, при этом они гарантированно лишатся колец и лун.
Земля, вероятно, окажется за пределами фотосферы, но мощные гравитационные силы звезды, скорее всего, захватят ее и бросят в недра Солнца. Часть ученых считает, что Земля и другие планеты, наоборот, будут отброшены дальше в глубокий космос. Но даже если наша планета избежит поглощения, любая жизнь на ней станет невозможной из-за экстремально высоких температур. За миллиард лет до гибели Земля лишится атмосферы, а океаны просто выкипят.
Любопытные метаморфозы ожидают Солнечную систему. Расширение звезды не только поглотит ближайшие к ней планеты, но и сдвинет зону обитаемости – теперь она будет простираться вплоть до пояса Койпера. Его объекты будут получать столько света и тепла, сколько сегодня достается нашей планете. Миры, скованные льдом на протяжении миллиардов лет, наконец-то дождутся тепла. Жидкая вода появится даже за орбитой Плутона, однако, до нее все превратится в безжизненную и выжженную пустыню.
Продлится все это буйство недолго – в стадии гиганта Солнце пробудет всего сто миллионов лет. После этого на его месте образуется туманность, в центре которой будет находиться белый карлик. Его притяжение уже не сможет удерживать планеты на их орбитах, что приведет к их столкновениям и образованию огромного количества астероидов.
Источник
Как предотвратить гибель Солнца?
Примерно через пять миллиардов лет наше Солнце превратится в красного гиганта и поглотит ближайшие к нему планеты — в первую очередь Меркурий и Венеру, но со временем и Землю. Впрочем задолго до этого Земля станет непригодной для жизни, так как в ходе своей трансформации в красного гиганта Солнце будет увеличиваться в размерах, а также будет расти его светимость, что приведёт к постепенному увеличению средней температуры на Земле. Более подробно этот процесс мы описали в отдельной статье .
Собственно после публикации этой статьи один из наших читателей прислал нам вопрос:
Здравствуйте. Возможно ли как-то предотвратить превращение Солнца в красного гиганта или по крайней мере продлить срок его жизни на главной последовательности?
Что же, давайте попробуем разобраться в этом.
Сразу стоит отметить, что на сегодняшнем уровне развития науки и техники у нас нет никакой возможности повлиять на срок жизни Солнца. Но хорошая новость в том, что у нас в запасе есть от 1 до 3 миллиардов лет для того, чтобы изобрести нужные технологии, поэтому давайте поразмышляем о том, что в принципе могло бы спасти наше Солнце?
Почему Солнце превратится в красного гиганта?
Солнце состоит из газа. На 75% это водород, на 25% это гелий плюс очень малая доля примесей более тяжелых элементов. Эти газы находятся в состоянии гидростатического равновесия между гравитацией, которая стремится сжать звезду и давлением, которое наоборот — стремится расширить её.
В ядре Солнца постоянно идут термоядерные реакции, в ходе которых водород превращается в гелий. В результате в ядре звезды скапливается гелий. Гравитационные силы сжимают гелий, его температура растёт. Давление начинает преобладать над гравитацией и это приводит к расширению звезды. Этот процесс идёт постоянно и в течение миллиардов лет звезда подобная Солнцу превращается в красного гиганта.
Как это предотвратить или замедлить?
- топливом для термоядерных реакций внутри Солнца является водород.
- Интенсивность течения термоядерных реакций внутри звезды зависит от массы звезды — чем массивнее звезда, тем ярче она светит и быстрее сжигает своё топливо для термоядерных реакций.
Исходя из выше сказанного есть два гипотетических способа продлить срок жизни Солнца:
- Пополнить запасы водорода на Солнце чтобы было больше топлива
- Уменьшить массу Солнца, чтобы топливо сгорало не так быстро
Рассмотрим эти способы:
Нужно больше минералов водорода
- Просто сбрасывание водорода на Солнца не является эффективным.
- Дело в том, что вещество во внешних слоях звезды не участвует в термоядерных реакциях. Даже когда звезда гибнет во внешних её слоях остается достаточно водорода для поддержания горения звезды в течение многих миллиардов лет, но этот водород не загорается, так как во внешних слоях температура и давление недостаточны для поддержания термоядерных реакций.
- Для продления срока жизни звезды необходимо было бы не сбрасывать водород на поверхность Солнца, а сделать «инъекцию» водорода в его ядро.
- 99% водорода Солнечной системы уже находится в Солнце нам нужно искать не способ сделать «инъекцию» водорода «из вне», а скорее способ «взболтать» Солнце, чтобы произошел обмен веществом между ядром Солнца и его внешними слоями.
- более того — даже если «взболтать» Солнце, всё равно через некоторое время произойдёт сепарация, а также гелий будет падать на ядро, механизм должен будет обеспечивать постоянную циркуляцию вещества внутри Солнца
- Постоянная циркуляция вещества приведёт к повышению температуры поверхности, а соответственно и яркости Солнца, плюс нужно отводить куда-то гелий, по 1-5 млн тонн в секунду, иначе реакции в Солнце будут ускорятся экспоненциально.
- Солнечный ветер позволит осуществить такой отток, но вместе с гелием солнце будет терять и много водорода, со временем уменьшится масса Солнца, уменьшится его яркость и может возникнуть другая проблема — Земля может начать замерзать!
- С другой стороны при закачивании в ядро водорода там увеличится объём зоны горения, повысится солнечная активность и значительно усилятся солнечные вспышки. Из-за них Солнечная система может стать непригодной для жизни. Возле красных карликов по этой причине не может зародится жизнь.
Есть на кого равняться
- Интересным примером является звезда HIP 102152, которая по многим показателям является звездой-близнецом нашего Солнца. К примеру температура поверхности Солнца — 5778 К, а HIP 102152 — 5723 К. Также Солнце и HIP 102152 обладают почти одинаковой массой, радиусом, поверхностной гравитацией и т.п.
- При этом HIP 102152 на 4 миллиарда лет старше нашего Солнца. Понимание процессов, благодаря которым HIP 102152 так «хорошо сохранилась» могут помочь нашим потомкам в деле продления жизни нашего светила.
Солнце, пора худеть!
Существует несколько гипотетических проектов, с помощью которых масса Солнца может быть уменьшена.
- так предлагается усилить солнечный ветер путём нагревания с помощью лазеров или микроволн отдельных участков атмосферы Солнца
- Также этот проект подразумевает создание вокруг Солнца кольцевого ток с помощью нескольких космических станций расположенных вдоль экватора Солнца. Это позволит создать вокруг Солнца мощное тороидальное магнитное поле.
- Одновременно напротив полюсов Солнца необходим создать магнитные форсунки.
- Это приведёт к появлению у Солнца устойчивых плазменных джетов на полюсах
Уменьшение массы Солнца приведёт к снижению давления в ядре и снижению интенсивности термоядерных реакций, что продлит срок жизни Солнца. В теории может быть разработана такая система «звёздного похудения», которая будет постепенно уменьшать массу звезды и поддерживать её в стабильном состоянии в течение миллиардов лет без превращения её в красного гиганта.
Подписывайтесь на наш канал здесь, а также на наш канал на youtube . Каждую неделю там выходят видео, где мы отвечаем на вопросы о космосе, физике, футурологии и многом другом!
Источник