Как происходит эволюция звезд
Из за того, что продолжительность жизни звезд настолько велика (до нескольких десятков миллиардов лет), астрономы не имеют возможности проследить за жизнью хотя бы одной звезды от начала до конца
Но зато они имеют возможность наблюдать за звездами, которые находятся на разных стадиях своего развития. Объединив данные, полученные от наблюдения за разными по возрасту звездами, ученые смогли проследить за основными этапами жизни типичных звезд.
Рождение звезды
Зарождение звезды начинается с уплотнения вещества внутри туманности, которая состоит из пыли и газов (в основном из водорода). Образовавшееся уплотнение постепенно сжимается под воздействием гравитации, уменьшаясь в размерах. Во время такого сжатия, или коллапса, выделяется большое количество энергии, разогревающее пыль и газ, и вызывающее их свечение. В результате этого рождается так называемая протозвезда.
В центре протозвезды, или другими словами в ее ядре, температура вещества и плотность – максимальные. При достижении температуры около 10 000 000 градусов по Цельсию в газе начинают протекать термоядерные реакции. Ядра атомов водорода, соединяясь между собой, превращаются в ядра атомов гелия. При таком синтезе происходит выделение огромного количества энергии. В процессе конвекции эта энергия начинает перемещаться в поверхностный слой протозвезды, а потом начинает излучать в космос энергию в виде света и тепла. После начала этого процесса можно говорить о том, что протозвезда превратилась в настоящую звезду.
Излучение, которое исходит из ядра звезды, разогревает газовую среду, создавая давление, направленное в сторону поверхности звезды, и этим препятствует гравитационному коллапсу. В результате этих явлений звезда обретает равновесие, то есть приобретает постоянную для нее поверхностную температуру, размеры и количество выделяемой энергии. На этой стадии развития астрономы называют такую звезду звездой главной последовательности, указывая ее место на диаграмме Герцшпрунга-Рассалла. Эта диаграмма выражает связь между температурой звезды и ее светимостью.
Протозвезды, имеющие относительно небольшие массы, не разогреваются до температур, которые необходимы для начала термоядерных реакций. В результате сжатия такие звезды, как правило, превращаются в красных карликов тусклого цвета или даже в еще более тусклых коричневых карликов. Впервые звезда-карлик коричневого цвета была открыта только в 1987 г.
Гиганты и карлики
Диаметр нашего Солнца приблизительно равен 1 400 000 км, оно излучает желтоватый свет и имеет температуру поверхности около 6 000 градусов по Цельсию. Оно имеет возраст 5 млрд лет и входит в главную последовательность звезд.
Примерно за 10 млрд лет водородное топливо на такой звезде, как наше Солнце, заканчивается и в ее ядре остается в основном гелий. При недостатке «топлива», когда гореть уже нечему, интенсивность направленного излучения от ядра уже недостаточна для уравновешивания гравитационного коллапса ядра. Однако выделяемой при этом энергии, еще достаточно для разогрева окружающего вещества. В оболочке начинается синтез ядер водорода с выделением большого количества энергии. Звезда начинает светить ярче, но теперь уже свет ее не желтый, а красноватый. Одновременно с изменением цвета излучения изменяется и размер звезды, увеличиваясь в десятки раз. Теперь звезда называется красным гигантом.
Ядро красного гиганта начинает сжиматься, а температура возрастает более чем 100 000 000 градусов Цельсия. Здесь начинает проходить реакция ядер гелия, превращая гелий в углерод. Благодаря этой реакции, звезда светится еще каких-то 100 млн лет. Когда заканчивается гелий и реакция затухает, гравитация постепенно сжимает то, что осталось от звезды, приблизительно до размеров нашей Земли. Выделяемой энергии достаточно, чтобы звезда, которая теперь называется белым карликом, продолжала еще некоторое время ярко светиться. Так как степень сжатия в белом карлике очень велика, то и плотность вещества очень большая, и вес вещества, которое может поместиться в столовую ложку, может достигать тысячи тонн.
Звезды, превышающие по массе наше Солнце в пять раз, эволюционируют несколько иначе, чем ближайшая к нам звезда, да и жизненный путь их значительно короче. Температура поверхности таких звезд достигает 25 000 градусов Цельсия и выше, светит такая звезда намного ярче, но не долго. Период пребывания таких звезд в главной последовательности составляет приблизительно всего 100 млн лет. Когда звезда переходит на стадию красного гиганта, температура в ядре достигает 600 000 000 градусов по Цельсию и более. В ядре происходит реакция синтеза ядер углерода. Углерод начинает превращаться в более тяжелые элементы, в том числе и железо. Испытывая на себе воздействие выделяемой ей самой энергии, звезда начинает расширение и становится в сотни раз крупнее своих первоначальных размеров. На этой стадии своего развития ее уже называют сверхгигантом.
Процесс производства энергии в ядре прекращается внезапно, и звезда сжимается в течение нескольких секунд. При сжатии выделяется огромное количество энергии, с образованием катастрофической ударной волны. Эта ударная волна, проходя через всю звезду, силой взрыва выбрасывает значительную часть материи звезды в космическое пространство, вызывая явление, называемое вспышкой сверхновой звезды. Астрономы наблюдали подобную вспышку в соседней галактике – Большом Магеллановом облаке – в феврале 1987 года. В течение некоторого короткого времени эта сверхновая звезда светилась ярче триллиона солнц.
Сжимаясь, ядро сверхгиганта образует небесное тело диаметром всего 10-20 километров, но плотность его материи настолько высока, что объем вещества, помещаемый в чайную ложку, может весить 100 миллионов тонн! Это небесное тело называют нейтронной звездой, так как оно состоит в основном из нейтронов. Новая нейтронная звезда обладает большой скоростью вращения и отличается сильнейшим магнетизмом. В результате этих двух явлений создается очень мощное электромагнитное поле, испускающее как радиоволны, так и другие виды излучений. Они распространяются в виде лучей из магнитных полюсов звезды. Проносясь мимо наших радиотелескопов, они воспринимаются нами как короткие вспышки, или импульсы, поэтому эти звезды и называются пульсарами.
Первый такой световой пульсар обнаружен в Крабовидной туманности, с периодичностью повторяемости импульсов 30 раз в секунду. Импульсы других пульсаров повторяются еще чаще. Так ПИР (пульсирующий источник радиоизлучения) 1937+21 вспыхивает уже 642 раза в секунду.
Звезды, имеющие массу, в десятки раз превышающую массу Солнца, вспыхивают, так же как сверхновые, но из за их огромной массы их коллапс влечет за собой более катастрофический характер. Сжатие, имеющее разрушительный характер, не прекращается даже на стадии образования нейтронной звезды. При этом создается область, в которой обычное вещество прекращает существовать. Остается лишь одна гравитация, которая настолько сильна, что даже свет не в состоянии избежать ее воздействия. Такая область называется черной дырой.