Рождение и эволюция звезд

эволюция звезд

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.

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.

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.

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.
Эта статья впервые появилась на сайте Живой Космос. Подписывайтесь на наши каналы! телеграм                     пульс                    канал Дзен
Понравилась статья? Поделитесь ей в социальных сетях! Огромное спасибо!
Живой Космос