Рождение и эволюция звезд

эволюция звезд Исследования космоса

75 % вещества во Вселенной — это водород. Еще 23 % — гелий. Такая пропорция сложилась после Большого Взрыва. Эти элементы находятся, в основном, в больших устойчивых облаках холодного молекулярного газа и пыли, называемых туманностями. Иногда, в какой-то момент, гравитационное возмущение, приходящее от ближайшей звезды или просто скопления материи инициирует процесс звездообразования. Выглядит это так.

Под действием гравитации газ начинает собираться вместе и нагреваться. Сложение импульса движения всех частиц в облаке приводит к тому, что оно начинает вращаться. Большая часть массы собирается в его центре. Однако быстрое вращение облака заставляет его сплющиваться в протопланетный диск. Из этого диска в конечном итоге сформируются планеты. Но сегодня не об этом.

протопланетный диск
Протопланетный диск. Представление художника. Из открытых источников.

Нас интересует центр диска. Так как именно здесь рождается звезда. В этом месте газы высокой концентрации начинают нагреваться от гравитационного коллапса водорода и гелия. И в течение примерно 100 000 лет здесь становится все жарче и жарче. И наконец появляется протозвезда. Это плотное и горячее тело, предшествующее появлению настоящей звезды. Хотя это еще и не полноценная звезда, она очень интересна с точки зрения физики. Материя в недрах протозвезды продолжает сжиматься еще в течение 100 миллионов лет. До тех пор, пока температура и давление в ее ядре не станут достаточными для начала термоядерного синтеза. С этого момента объект официально становиться звездой главной последовательности.

Фаза главной последовательности

Теперь звезда переживает самый долгий этап своей жизни: фазу главной последовательности. Главной особенностью этой стадии является ядерный синтез, происходящий в ее ядре. Этот процесс, через который проходят все звезды, превращает атомы водорода в атомы гелия. В ходе этой реакции выделяется колоссальное количество энергии. Именно поэтому Солнце сияет так много лет. И обеспечило возможность появления жизни на Земле.

Советуем почитать  Куда исчезла Луна 900 лет назад?

Чтобы понять это получше, давайте обратимся к процессу слияния, чтобы увидеть, что именно происходит.

Процесс слияния, происходящий в звездах, также известен как протон-протонная цепочка. При этом ядро звезды очень горячее. Речь идет о температурах порядка 15 миллионов градусов Цельсия! При таких высоких температурах все частицы двигаются с огромными скоростями. И их столкновения между собой — обычное дело. Внимательный читатель может задать вопрос – а как же сталкиваются протоны, если они имеют одинаковый заряд? Они же должны отталкиваться? Это возможно. Из-за скорости, с которой они летят. Когда два протона безумно быстро приближаются друг к другу, один из них превращается в нейтрон, не имеющий заряда. Точная причина этого изменения требует от нас углубления в квантовую механику, которая не является основной темой этого поста.

Протоны и нейтроны сливаются вместе, образуя ядра дейтерия или трития. Дейтерий и тритий — это изотопы водорода, содержащие протон и 2-3 нейтрона. Последним шагом является сплавление ядер дейтерия и трития с образованием гелия. Поскольку энергия ядра атома гелия меньше энергии образующих его протонов, высвобождается дополнительная энергия. И именно эта энергия излучается звездой.

Энергия, производимая при синтезе, в основном и поддерживает звезду в стабильном состоянии. Вся энергия, излучаемая ядром, заставляет звезду расширяться. Однако сила гравитации как бы вдавливает ее внутрь. Этот тонкий баланс между силами синтеза и гравитации предотвращает сдавливание звезды из-за собственного веса. Или разрыв ее на части в результате действия энергии термоядерного синтеза. Эволюция звезд этого этапа позволяет им держаться в более или менее стабильном равновесии.

Фаза красного гиганта

Однако ничто не вечно под Луной. Даже Вселенная. В течение своей жизни звезда постепенно сжигает весь водород в своем ядре. И превращает его в гелий. И когда в звезде заканчивается весь водород, термоядерные реакции прекращаются. Без внутренней силы, которая поддерживала звезду от схлопывания под действием собственного веса, звезда начинает сжиматься из-за гравитации.

Советуем почитать  Удар молнии. Странные психические последствия

Время, необходимое для достижения этой стадии, варьируется от звезды к звезде. Наименее массивные звезды, такие как красные карлики, имеющие половину массы Солнца, могут жечь свое топливо в течение сотен миллиардов и даже триллионов лет. Они могут себе это позволить, поскольку скорость синтеза у них сравнительно небольшая. Более крупные звезды, такие как наше Солнце, обычно существуют в фазе главной последовательности 10-15 миллиардов лет. У самых больших звезд самая короткая жизнь. И они могут просуществовать лишь несколько миллиардов, или даже всего несколько миллионов лет. Поскольку быстро тратят свое топливо – водород.

Когда  внешние слои звезды начинают падать на ядро из-за своей огромной гравитации, водород в них нагревается до такой степени, что термоядерный синтез возобновляется. (Помните, что он истощился лишь в ядре. Но никак не в поверхностных слоях). Этот процесс приводит к тому, что звезда снова становится ярче. В 1000–10 000 раз ярче, чем раньше. И внешние слои звезды снова начинают расширяться наружу. И звезда становится во много раз больше, чем раньше. В одно мгновение она возвращается к жизни. И снова начинает процессы слияния элементов в своих внешних слоях.

Считается, что с нашим Солнцем нечто подобное произойдет в следующие 4 миллиарда лет. И в этот процесс будет вовлечена и наша Земля.

Такая звезда называется красным гигантом. И она будет им в течение следующих нескольких миллионов лет.

красный сверхгигант
Представление художника о красном гиганте. Из открытых источников.

Последняя эволюция звезд

После этого момента судьба каждой звезды может быть разной. Для звезд с массой менее 8 масс Солнца, после того как водород на их поверхности истощится, это в общем-то, конец. Температура в ядре такой звезды больше никогда не поднимется настолько, чтобы поддерживать синтез более тяжелых, чем гелий, элементов. Такие звезды будут медленно сбрасывать свои внешние слои в космос. А затем сжиматься. И превратятся в конечном итоге в белые карлики. Это то, что астрономы называют звездным остатком.

Советуем почитать  Событие Кэррингтона. Геомагнитная буря 1859 года

С более крупными и массивными звездами все обстоит иначе. Температура и давление в ядре звезды в конечном итоге достигнут точки, при которой гелий может превращаться в углерод. Звезды гораздо более массивные, чем наше Солнце, продолжат этот процесс, создавая все более и более тяжелые атомы. Углерод будет сплавляться с кислородом, кислород с неоном и так далее. Однако и здесь веревочка не будет виться бесконечно. Все это закончится, когда дело дойдет до производства железа. Ни одна звезда не может достичь температур, достаточно высоких для синтеза этого элемента. И он резко прекращается. Без термоядерного синтеза, поддерживающего звезду, гравитация побеждает. И вдавливает звезду внутрь.

Ядро схлопывается первым. Заставляя внешние слои мчаться к ядру и отскакивать обратно в космос, создавая колоссальный взрыв, называемый сверхновой. Взрывающиеся слои трутся друг о друга, создавая настолько высокие температуры, что при этом все же образуются элементы тяжелее железа. И они распространяются во всей Вселенной, образуя планеты, другие звезды и, возможно даже, жизнь. Таким образом строительные блоки, из которых состоит все, что мы видим вокруг себя, когда-то появились в звезде. И мы все –  звездная пыль.

На месте взрыва сверхновой остается красивая планетарная туманность, которая  является основой для рождения будущих звезд. И цикл начинается снова…

остаток после взрыва сверхновой
Остаток после взрыва сверхновой туманность Вуаль. Из открытых источников.
Понравилась статья? Поделитесь ей в социальных сетях! Огромное спасибо!
Живой Космос