Baidu карты. Использование Карт Google и карт Baidu в одном приложении

Образуются путём конденсации межзвёздной среды. Путём наблюдений удалось определить что звёзды возникали в разное время и возникают по сей день.

Главной проблемой в эволюции звёзд является вопрос о возникновении их энергии, благодаря которой они светятся и излучают огромное количество энергии. Ранее выдвигалось много теорий, которые были призваны выявить источники энергии звёзд. Считали, что непрерывным источником звёздной энергии является непрерывное сжатие. Этот источник конечно хорош, но не может поддерживать соответствующее излучение в течении долгого времени. В середине XX века был найден ответ на этот вопрос. Источником излучения является термоядерные реакции синтеза. В результате этих реакций водород превращается в гелий, а освобождающаяся энергия проходит сквозь недра звезды, трансформируется и излучается в мировое пространство (стоит отметить, что чем больше температура, тем быстрее идут эти реакции; именно поэтому горячие массивные звёзды быстрее сходят с главной последовательности).

Теперь представим возникновение звезды…

Начало конденсироваться облако межзвёздной газопылевой среды. Из этого облака образуется довольно плотный газовый шар. Давление внутри шара пока не в силах уравновесить силы притяжения, поэтому он будет сжиматься (возможно в это время вокруг звезды образуются сгустки с меньшей массой, которые в итоге превращаются в планеты). При сжатии температура повышается. Таким образом, звёзда постепенно садится на главную последовательность. Затем давление газа внутри звезды уравновешивает притяжение и протозвёзда превращается в звезду.

Ранняя стадия эволюции звёзды очень не велика и звезда в это время погружена в туманность, поэтому протозвезду очень тяжело обнаружить.

Превращение водорода в гелий происходит только в центральных областях звезды. В наружных слоях содержание водорода остаётся практически неизменным. Так как количество водорода ограничено, рано или поздно он выгорает. Выделение энергии в центре звезды прекращается и ядро звёзды начинает сжиматься, а оболочка разбухать. Далее если звезда меньше 1,2 массы солнца, она сбрасывает наружный слой (образование планетарной туманности).

После того, как от звёзды отделяется оболочка, открываются её внутренние очень горячие слои, а оболочка тем временем отходит всё дальше. Через несколько десятков тысяч лет оболочка распадётся и останется только очень горячая и плотная звезда, постепенно остывая она превратится в белый карлик . Постепенно остывая они превращаются в невидимые чёрные карлики . Чёрные карлики – это очень плотные и холодные звёзды, размером чуть больше Земли, но имеющие массу сравнимую с массой солнца. Процесс остывания белых карликов длится несколько сотен миллионов лет.

Если масса звезды от 1,2 до 2,5 солнечной, то такая звёзда взорвётся. Этот взрыв называется вспышкой сверхновой . Вспыхнувшая звезда за несколько секунд увеличивает свою светимость в сотни миллионов раз. Такие вспышки происходят крайне редко. В нашей Галактике взрыв сверхновой происходит, примерно, раз в сто лет. После подобной вспышки остаётся туманность, которая имеет большое радиоизлучение, а также очень быстро разлетается, и так называемая нейтронная звезда (об этом чуть позже). Помимо огромного радиоизлучения такая туманность будет ещё источником рентгеновского излучения, но это излучение поглощается атмосферой земли, поэтому может наблюдаться лишь из космоса.

Существует несколько гипотез о причине взрывов звёзд (сверхновых), однако общепризнанной теории пока нет. Есть предположение, что это происходит из-за слишком быстрого спада внутренних слоёв звезды к центру. Звезда быстро сжимается до катастрофически маленького размера порядка 10км, а плотность её в таком состоянии составляет 10 17 кг/м 3 , что близко к плотности атомного ядра. Эта звезда состоит из нейтронов (при этом электроны, как бы вдавливаются в протоны), именно поэтому она называется «НЕЙТРОННОЙ» . Её начальная температура около миллиарда кельвинов, но в дальнейшем она будет быстро остывать.

Эта звезда из-за её маленького размера и быстрого остывания долгое время считалась невозможной для наблюдения. Но через некоторое время были обнаружены пульсары . Эти пульсары и оказались нейтронными звёздами. Названы они так из-за кратковременного излучения радиоимпульсов. Т.е. звезда как бы «мигает». Это открытие было сделано совершенно случайно и не так давно, а именно в 1967 году. Эти периодичные импульсы обусловлены тем, что при очень быстром вращении мимо нашего взгляда постоянно мелькает конус магнитной оси, которая образует угол с осью вращения.

Пульсар может быть обнаружен только для нас условиях ориентирования магнитной оси, а это примерно 5% из их общего количества. Часть пульсаров не находится в радио туманностях, так как туманности сравнительно быстро рассеиваются. Через сотню тысяч лет эти туманности перестают быть видимыми, а возраст пульсаров исчисляется десятками миллионов лет.

Если масса звезды превышает 2,5 солнечные, то в конце своего существования она как бы обрушится в себя и будет раздавлена собственным весом. В считанные секунды она превратится в точку. Это явление получило название «гравитационный коллапс», а также этот объект стали называть «чёрной дырой» .

Из всего выше сказанного видно, что финальная стадия эволюции звезды зависит от её массы, но при этом необходимо ещё учитывать неизбежную ею потерю этой самой массы и вращение.

Каждый из нас хотя бы раз в жизни смотрел в звездное небо. Кто-то смотрел на эту красоту, испытывая романтические чувства, другой пытался понять, откуда берется вся эта красота. Жизнь в космосе, в отличие от жизни на нашей планете, течет на другой скорости. Время в космическом пространстве живет своими категориями, расстояния и размеры во Вселенной колоссальны. Мы редко задумываемся над тем, что на наших глазах постоянно происходит эволюция галактик и звезд. Каждый объект в бескрайнем космосе является следствием определенным физических процессов. У галактик, у звезд и даже у планет имеются основные фазы развития.

Наша планета и мы все зависим от нашего светила. Как долго Солнце будет радовать нас своим теплом, вдыхая жизнь в Солнечную систему? Что ждет нас в будущем через миллионы и миллиарды лет? В связи с этим, любопытно больше узнать о том, каковы этапы эволюции астрономических объектов, откуда берутся звезды и чем оканчивается жизнь этих чудесных светил в ночном небе.

Происхождение, рождение и эволюция звезд

Эволюция звезд и планет, населяющих нашу галактику Млечный Путь и всю Вселенную, большей частью неплохо изучена. В космосе незыблемо действуют законы физики, которые помогают понять происхождение космических объектов. Опираться в данном случае принято на теорию Большого Взрыва, которая сейчас является доминирующей доктриной о процессе происхождения Вселенной. Событие, потрясшее мироздание и приведшее к формированию вселенной, по космическим меркам молниеносно. Для космоса от рождения звезды до ее гибели проходят мгновения. Огромные расстояния создают иллюзию постоянства Вселенной. Вспыхнувшая вдали звезда светит нам миллиарды лет, в то время ее уже может и не быть.

Теория эволюции галактики и звезд является развитием теории Большого Взрыва. Учение о рождении звезд и возникновении звездных систем отличается масштабами происходящего и временными рамками, которые, в отличие от Вселенной в целом, возможно наблюдать современными средствами науки.

Изучая жизненный цикл звезд можно на примере ближайшего к нам светила. Солнце – одна из сотни триллионов звезд в нашем поле зрения. К тому же расстояние от Земли до Солнца (150 млн. км) предоставляет уникальную возможность изучить объект, не покидая пределов Солнечной системы. Полученная информация позволит детально разобраться с тем, как устроены другие звезды, как быстро эти гигантские источники тепла истощаются, каковы стадии развития звезды и каким будет финал этой блистательной жизни — тихий и тусклый или сверкающий, взрывной.

После Большого взрыва мельчайшие частицы сформировали межзвездные облака, которые стали «роддомом» для триллионов звезд. Характерно, что все звезды рождались в одно и то же время в результате сжатия и расширения. Сжатие в облаках космического газа возникало под воздействием собственной гравитации и аналогичных процессов у новых звезд по соседству. Расширение возникло в результате внутреннего давления межзвездного газа и под действием магнитных полей внутри газового облака. При этом облако свободно вращалось вокруг своего центра масс.

Облака газа, образовавшиеся после взрыва, на 98% состоят из атомарного и молекулярного водорода и гелия. Только 2% в этом массиве приходится на пылевые и твердые микроскопические частицы. Ранее считалось, что в центре любой звезды лежит ядро железа, раскаленного до температуры в миллион градусов. Именно этим аспектом и объяснялась гигантская масса светила.

В противостоянии физических сил преобладали силы сжатия, так как свет, возникающий в результате выделения энергии, не проникает внутрь газового облака. Свет вместе с частью выделяемой энергии распространяется наружу, создавая внутри плотного скопления газа минусовую температуру и зону низкого давления. Находясь в таком состоянии, космический газ стремительно сжимается, влияние сил гравитационного притяжения приводит к тому, что частицы начинают формировать звездное вещество. Когда скопление газа плотное, интенсивное сжатие приводит к тому, что образуются звездное скопление. Когда размеры газового облака незначительны, сжатие приводит к образованию одиночной звезды.

Краткая характеристика происходящего заключается в том, что будущее светило проходит два этапа — быстрое и медленное сжатие до состояния протозвезды. Говоря простым и понятным языком, быстрое сжатие является падением звездного вещества к центру протозвезды. Медленное сжатие происходит уже на фоне образовавшегося центра протозвезды. В течение последующих сотен тысяч лет новое образование сокращается в размерах, а его плотность увеличивается в миллионы раз. Постепенно протозвезда становится непрозрачной из-за высокой плотности звездного вещества, а продолжающееся сжатие запускает механизм внутренних реакций. Рост внутреннего давления и температур приводит к образованию у будущей звезды собственного центра тяжести.

В таком состоянии протозвезда пребывает миллионы лет, медленно отдавая тепло и постепенно сжимаясь, уменьшаясь в размерах. В результате вырисовываются контуры новой звезды, а плотность его вещества становится сравнима с плотностью воды.

В среднем плотность нашей звезды составляет 1,4 кг/см3 — практически такая же, как плотность воды в соленом Мертвом море. В центре Солнце имеет плотность 100 кг/см3. Звездное вещество находится не в жидком состоянии, а пребывает в виде плазмы.

Под воздействием огромного давления и температуры приблизительно в 100 миллионов К начинаются термоядерные реакции водородного цикла. Сжатие прекращается, масса объекта возрастает, когда энергия гравитации переходит в термоядерное горение водорода. С этого момента новая звезда, излучая энергию, начинает терять массу.

Вышеописанный вариант образования звезды — всего лишь примитивная схема, которая описывает начальный этап эволюции и рождения звезды. Сегодня такие процессы в нашей галактике и во всей Вселенной практически незаметны ввиду интенсивного истощения звездного материала. За всю сознательную историю наблюдений за нашей Галактикой были отмечены лишь единичные появления новых звезд. В масштабах Вселенной эта цифра может быть увеличена в сотни и в тысячи раз.

Большую часть своей жизни протозвезды скрыты от человеческого глаза пылевой оболочкой. Излучение ядра можно наблюдать только в инфракрасном диапазоне, который является единственной возможностью видеть рождение звезды. К примеру, в Туманности Ориона в 1967 году ученые-астрофизики в инфракрасном диапазоне обнаружили новую звезду, температура излучения которой составляла 700 градусов Кельвина. Впоследствии выяснилось, что местом рождения протозвезд являются компактные источники, которые имеются не только в нашей галактике, но и в других отдаленных от нас уголках Вселенной. Помимо инфракрасного излучения места рождения новых звезд отмечены интенсивными радиосигналами.

Процесс изучения и схема эволюции звезд

Весь процесс познания звезд можно условно разделить на несколько этапов. В самом начале следует определить расстояние до звезды. Информация о том, как далеко от нас находится звезда, как долго идет от нее свет, дает представление о том, что происходило со светилом на протяжении всего этого времени. После того, как человек научился измерять расстояние до далеких звезд, стало ясно, что звезды – это то же самые солнца, только разных размеров и с разной судьбой. Зная расстояние до звезды, по уровню света и количеству излучаемой энергии можно проследить процесс термоядерного синтеза звезды.

Вслед за определением расстояния до звезды можно с помощью спектрального анализа рассчитать химический состав светила и узнать его структуру и возраст. Благодаря появлению спектрографа у ученых проявилась возможность изучить природу света звезд. Этим прибором можно определить и измерить газовый состав звездного вещества, которым обладает звезда на разных этапах своего существования.

Изучая спектральный анализ энергии Солнца и других звезд, ученые пришли к выводу, что эволюция звезд и планет имеет общие корни. Все космические тела имеют однотипный, сходный химический состав и произошли из одной и той же материи, возникшей в результате Большого Взрыва.

Звездное вещество состоит из тех же химических элементов (вплоть до железа), что и наша планета. Разница только в количестве тех или иных элементов и в процессах, происходящих на Солнце и внутри земной тверди. Это и отличает звезды от других объектов во Вселенной. Происхождение звезд следует также рассматривать в контексте другой физической дисциплины — квантовой механики. По этой теории, материя, которая определяет звездное вещество, состоит из постоянно делящихся атомов и элементарных частиц, создающих свой микромир. В этом свете вызывает интерес структура, состав, строение и эволюция звезд. Как выяснилось, основная масса нашей звезды и многих других звезд приходится всего на два элемента — водород и гелий. Теоретическая модель, описывающая строение звезды, позволит понять их строение и главное отличие от других космических объектов.

Главная особенность заключается в том, что многие объекты во Вселенной имеют определенный размер и форму, тогда как звезда может по мере своего развития менять размер. Горячий газ представляет собой соединение атомов, слабо связанных друг с другом. Через миллионы лет после формирования звезды начинается остывание поверхностного слоя звездного вещества. Большую часть своей энергии звезда отдает в космическое пространство, уменьшаясь или увеличиваясь в размерах. Передача тепла и энергии происходит из внутренних областей звезды к поверхности, оказывая влияние на интенсивность излучения. Другими словами, одна и та же звезда в разные периоды своего существования выглядит по-разному. Термоядерные процессы на основе реакций водородного цикла способствуют превращению легких атомов водорода в более тяжелые элементы — гелий и углерод. По мнению астрофизиков и ученых-ядерщиков, подобная термоядерная реакция является самой эффективной по количеству выделяемого тепла.

Почему же термоядерный синтез ядра не заканчивается взрывом такого реактора? Все дело в том, что силы гравитационного поля в нем могут удерживать звездное вещество в пределах стабилизированного объема. Из этого можно сделать однозначный вывод: любая звезда представляет собой массивное тело, которое сохраняет свои размеры благодаря балансу между силами гравитации и энергией термоядерных реакций. Результатом такой идеальной природной модели является источник тепла, способный работать длительное время. Предполагается, что первые формы жизни на Земле появились 3 млрд. лет назад. Солнце в те далекие времена грело нашу планету так же, как и сейчас. Следовательно, наша звезда мало чем изменилась, несмотря на то, что масштабы излучаемого тепла и солнечной энергии колоссальны — более 3-4 млн. тонн каждую секунду.

Нетрудно подсчитать, сколько за все годы своего существования наша звезда потеряла в весе. Это будет громадная цифра, однако из-за своей огромной массы и высокой плотности такие потери в масштабах Вселенной выглядят ничтожными.

Стадии эволюции звезд

Судьба светила в находится в зависимости от исходной массы звезды и ее химического состава. Пока в ядре сосредоточены основные запасы водорода, звезда пребывает в так называемой главной последовательности. Как только наметилась тенденция на увеличение размеров звезды, значит, иссяк основной источник для термоядерного синтеза. Начался длительный финальный путь трансформации небесного тела.

Образовавшиеся во Вселенной светила изначально делятся на три самых распространенных типа:

• нормальные звезды (желтые карлики);
• звезды-карлики;
• звезды-гиганты.

Звезды с малой массой (карлики) медленно сжигают запасы водорода и проживают свою жизнь достаточно спокойно.

Таких звезд большинство во Вселенной и к ним относится наша звезда – желтый карлик. С наступлением старости желтый карлик становится красным гигантом или сверхгигантом.

Исходя из теории происхождения звезд, процесс формирования звезд во Вселенной не закончился. Самые яркие звезды в нашей галактике являются не только самыми крупными, в сравнении с Солнцем, но и самыми молодыми. Астрофизики и астрономы называют такие звезды голубыми сверхгигантами. В конце концов, их ожидает одна и та же участь, которую переживают триллионы других звезд. Сначала стремительное рождение, блистательная и ярая жизнь, после которой наступает период медленного затухания. Звезды такого размера, как Солнце, имеют продолжительный жизненный цикл, находясь в главной последовательности (в средней ее части).

Используя данные о массе звезды, можно предположить ее эволюционный путь развития. Наглядная иллюстрация данной теории — эволюция нашей звезды. Ничто не бывает вечным. В результате термоядерного синтеза водород превращается в гелий, следовательно, его первоначальные запасы расходуются и уменьшаются. Когда-то, очень не скоро, эти запасы закончатся. Судя по тому, что наше Солнце продолжает светить уже более 5 млрд. лет, не меняясь в своих размерах, зрелый возраст звезды еще может продлиться примерно такой же период.

Истощение запасов водорода приведет к тому, что под воздействием гравитации ядро солнца начнет стремительно сжиматься. Плотность ядра станет очень высокой, в результате чего термоядерные процессы переместятся в прилегающие к ядру слои. Подобное состояние называется коллапсом, который может быть вызван прохождением термоядерных реакций в верхних слоях звезды. В результате высокого давления запускаются термоядерные реакции с участием гелия.

Запасов водорода и гелия в этой части звезды хватит еще на миллионы лет. Еще очень нескоро истощение запасов водорода приведет к увеличению интенсивность излучения, к увеличению размеров оболочки и размеров самой звезды. Как следствие, наше Солнце станет очень большим. Если представить эту картину через десятки миллиардов лет, то вместо ослепительного яркого диска на небе будет висеть жаркий красный диск гигантских размеров. Красные гиганты — это естественная фаза эволюции звезды, ее переходное состояние в разряд переменных звезд.

В результате такой трансформации сократится расстояние от Земли до Солнца, так что Земля попадет в зону влияния солнечной короны и начнет «жариться» в ней. Температура на поверхности планеты вырастет в десятки раз, что приведет к исчезновению атмосферы и к испарению воды. В результате планета превратится в безжизненную каменистую пустыню.

Финальные стадии эволюции звезд

Достигнув фазы красного гиганта, нормальная звезда под влиянием гравитационных процессов становится белым карликом. Если масса звезды примерно равна массе нашего Солнца, все основные процессы в ней будут происходить спокойно, без импульсов и взрывных реакций. Белый карлик будет умирать долго, выгорая дотла.

В случаях, когда звезда изначально имела массу больше солнечной в 1,4 раза, белый карлик не будет финальной стадией. При большой массе внутри звезды начинаются процессы уплотнения звездного вещества на атомном, молекулярном уровне. Протоны превращаются в нейтроны, плотность звезды увеличивается, а ее размеры стремительно уменьшаются.

Известные науке нейтронные звезды имеют диаметр в 10-15 км. При таких малых размерах нейтронная звезда имеет колоссальную массу. Один кубический сантиметр звездного вещества может весить миллиарды тонн.

В том случае, если мы имели изначально дело со звездой большой массы, финальный этап эволюции принимает другие формы. Судьба массивной звезды – черная дыра — объект с неизученной природой и непредсказуемым поведением. Огромная масса звезды способствует увеличению гравитационных сил, приводящих в движение силы сжатия. Приостановить этот процесс не представляется возможным. Плотность материи растет до тех пор, пока не превращается в бесконечность, образуя сингулярное пространство (теория относительности Эйнштейна). Радиус такой звезды в конечном итоге станет равен нулю, став черной дырой в космическом пространстве. Черных дыр было бы значительно больше, если бы в космосе большую часть пространства занимали массивные и сверхмассивные звезды.

Следует отметить, что при трансформации красного гиганта в нейтронную звезду или в черную дыру, Вселенная может пережить уникальное явление — рождение нового космического объекта.

Рождение сверхновой – самая впечатляющая финальная стадия эволюции звезд. Здесь действует естественный закон природы: прекращение существование одного тела дает начало новой жизни. Период такого цикла, как рождение сверхновой, в основном касается массивных звезд. Израсходовавшиеся запасы водорода приводят к тому, что в процесс термоядерного синтеза включается гелий и углерод. В результате этой реакции давление снова растет, а в центре звезды образуется ядро железа. Под воздействием сильнейших гравитационных сил центр массы смещается в центральную часть звезды. Ядро становится настолько тяжелым, что неспособно противостоять собственной гравитации. Как следствие, начинается стремительное расширение ядра, приводящее к мгновенному взрыву. Рождение сверхновой — это взрыв, ударная волна чудовищной силы, яркая вспышка в бескрайних просторах Вселенной.

Следует отметить, что наше Солнце не является массивной звездой, поэтому подобная судьба ее не грозит, не стоит бояться такого финала и нашей планете. В большинстве случаев взрывы сверхновых происходят в далеких галактиках, с чем и связано их достаточно редкое обнаружение.

В заключение

Эволюция звезд — это процесс, который растянут по времени на десятки миллиардов лет. Наше представление о происходящих процессах — всего лишь математическая и физическая модель, теория. Земное время является лишь мгновением в огромном временном цикле, которым живет наша Вселенная. Мы можем только наблюдать то, что происходило миллиарды лет назад и предполагать, с чем могут столкнуться последующие поколения землян.

Если у вас возникли вопросы - оставляйте их в комментариях под статьей. Мы или наши посетители с радостью ответим на них

Эволюция звезд – это изменение со временем физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд. Современная теория эволюции звезд способна объяснить общий ход развития звезд в удовлетворительном согласии с данными астрономических наблюдений. Ход эволюции звезды зависит от ее массы и исходного химического состава. Звезды первого поколения сформировались из вещества, состав которого определялся космологическими условиями (около 70% водорода, 30% гелия, ничтожная примесь дейтерия и лития). В ходе эволюции звезд первого поколения образовались тяжелые элементы, которые были выброшены в межзвездное пространство в результате истечения вещества из звезд или при взрывах звезд. Звезды последующих поколений сформировались из вещества, содержащего 3 – 4% тяжелых элементов.

Рождение звезды – это образование объекта, излучение которого поддерживается за счет собственных источников энергии. Процесс звездообразования продолжается непрерывно, он происходит и в настоящее время.

Для объяснения структуры мегамира наиболее важным является гравитационное взаимодействие. В газопылевых туманностях под действием сил гравитации происходит формирование неустойчивых неоднородностей, благодаря чему диффузная материя распадается на ряд сгущений. Если такие сгущения сохраняются достаточно долго, то с течением времени они превращаются в звезды. Важно отметить, что происходит процесс рождения не отдельной звезды, а звездных ассоциаций. Образовавшиеся газовые тела притягиваются друг к другу, но не обязательно объединяются в одно громадное тело. Они, как правило, начинают вращаться относительно друг друга, и центробежные силы этого движения противодействуют силам притяжения, ведущим к дальнейшей концентрации.

К молодым относятся звезды, которые находятся еще в стадии первоначального гравитационного сжатия. Температура в центре таких звезд еще недостаточна для протекания термоядерных реакций. Свечение звезд происходит только за счет превращения гравитационной энергии в теплоту. Гравитационное сжатие – первый этап эволюции звезд. Оно приводит к разогреву центральной зоны звезды до температуры начала термоядерной реакции (10 – 15 млн К) – превращения водорода в гелий.

Огромная энергия, излучаемая звездами, образуется в результате ядерных процессов, происходящих внутри звезд. Энергия, образующаяся внутри звезды, позволяет ей излучать свет и тепло в течение миллионов и миллиардов лет. Впервые предположение о том, что источником энергии звезд являются термоядерные реакции синтеза гелия из водорода, выдвинул в 1920 г. английский астрофизик А.С.Эддингтон. В недрах звезд возможны два типа термоядерных реакций с участием водорода, называемые водородным (протон-протонным) и углеродным (углеродно-азотным) циклами. В первом случае для протекания реакции требуется только водород, во втором необходимо еще наличие углерода, служащего катализатором. Исходным веществом служат протоны, из которых в результате ядерного синтеза образуются ядра гелия .

Поскольку при превращении четырех протонов в ядро гелия рождаются два нейтрино, в недрах Солнца ежесекундно генерируются 1,8∙10 38 нейтрино. Нейтрино слабо взаимодействует с веществом и обладает большой проникающей способностью. Пройдя сквозь огромную толщу солнечного вещества, нейтрино сохраняют всю ту информацию, которую они получили в термоядерных реакциях в недрах Солнца. Плотность потока солнечных нейтрино, падающих на поверхность Земли, равна 6,6∙10 10 нейтрино на 1 см 2 в 1 с. Измерение потока нейтрино, падающих на Землю, позволяет судить о процессах, происходящих внутри Солнца.

Таким образом, источником энергии у большинства звезд являются водородные термоядерные реакции в центральной зоне звезды. В результате термоядерной реакции возникает поток энергии, направленный наружу, в виде излучения в широком интервале частот (длин волн). Взаимодействие между излучением и веществом приводит к установившемуся равновесию: давление направленной наружу радиации уравновешивается давлением гравитации. Дальнейшее сжатие звезды прекращается, пока в центре производится достаточное количество энергии. Это состояние довольно устойчиво, и размер звезды остается постоянным. Водород – главная составная часть космического вещества и важнейший вид ядерного горючего. Запасов водорода звезде хватает на миллиарды лет. Это объясняет, почему звезды устойчивы столь длительное время. До тех пор, пока в центральной зоне весь водород не выгорит, свойства звезды изменяются мало.

Поле выгорания водорода в центральной зоне у звезды образуется геливое ядро. Водородные реакции продолжают протекать, но только в тонком слое около поверхности ядра. Ядерные реакции перемещаются на периферию звезды. Структура звезды на этой стадии описывается моделями со слоевым источником энергии. Выгоревшее ядро начинает сжиматься, а внешняя оболочка – расширяться. Оболочка разбухает до колоссальных размеров, внешняя температура становится низкой. Звезда переходит в стадию красного гиганта. С этого момента жизнь звезды начинает клониться к закату. Красные гиганты отличаются низкими температурами и огромными размерами (от 10 до 1000 R c). Средняя плотность вещества в них не достигает и 0,001 г/см 3 . Их светимость в сотни раз превышает светимость Солнца, но температура значительно ниже (около 3000 – 4000 К).

Полагают, что наше Солнце при переходе в стадию красного гиганта может увеличиться настолько, что заполнит орбиту Меркурия. Правда, Солнце станет красным гигантом через 8 млрд лет.

Для красного гиганта характерна низкая внешняя температура, но очень высокая внутренняя. С ее повышением в термоядерные реакции включаются всё более тяжелые ядра. При температуре 150 млн К начинаются гелиевые реакции, которые являются не только источником энергии, но в ходе них осуществляется синтез более тяжелых химических элементов. После образования углерода в гелиевом ядре звезды возможны следующие реакции:

Следует отметить, что синтез очередного более тяжелого ядра требует все более и более высоких энергий. К моменту образования магния весь гелий в ядре звезды истощается, и, чтобы стали возможными дальнейшие ядерные реакции, необходимо новое сжатие звезды и повышение ее температуры. Однако это возможно не для всех звезд, лишь для достаточно больших, масса которых превышает массу Солнца более чем в 1,4 раза (так называемый предел Чандрасекара). В звездах меньшей массы реакции заканчиваются на стадии образования магния. В звездах, масса которых превышает предел Чандрасекара, за счет гравитационного сжатия температура повышается до 2 млрд градусов, реакции продолжаются, образуя более тяжелые элементы – вплоть до железа. Элементы тяжелее железа образуются при взрывах звезд.

В результате роста давления, пульсаций и других процессов красный гигант непрерывно теряет вещество, которое выбрасывается в межзвездное пространство в виде звездного ветра. Когда внутренние термоядерные источники энергии полностью истощаются, дальнейшая судьба звезды зависит от ее массы.

При массе меньше 1,4 массы Солнца звезда переходит в стационарное состояние с очень большой плотностью (сотни тонн на 1 см 3). Такие звезды называются белыми карликами. В процессе превращения красного гиганта в белый карлик заезда может сбросить свои наружные слои, как легкую оболочку, обнажив при этом ядро. Газовая оболочка ярко светится под действием мощного излучения звезды. Так образуются планетарные туманности. При высоких плотностях вещества внутри белого карлика электронные оболочки атомов разрушаются, и вещество звезды представляет собой электронно-ядерную плазму, причем ее электронная составляющая представляет собой вырожденный электронный газ. Белые карлики находятся в равновесном состоянии за счет равенства сил между гравитацией (фактор сжатия) и давлением вырожденного газа в недрах звезды (фактор расширения). Белые карлики могут существовать миллиарды лет.

Тепловые запасы звезды постепенно истощаются, звезда медленно охлаждается, что сопровождается выбросами оболочки звезд в межзвездное пространство. Звезда постепенно изменяет свой цвет от белого к желтому, затем к красному, наконец, она перестает излучать, становится маленьким безжизненным объектом, мертвой холодной звездой, размеры которой меньше размеров Земли, а масса сравнима с массой Солнца. Плотность такой звезды в миллиарды раз больше плотности воды. Такие звезды называются черными карликами. Так заканчивают свое существование большинство звезд.

При массе звезды более 1,4 массы Солнца стационарное состояние звезды без внутренних источников энергии становится невозможным, т.к. давление внутри звезды не может уравновесить силу тяготения. Начинается гравитационный коллапс – сжатие вещества к центру звезды под действием гравитационных сил.

Если отталкивание частиц и другие причины останавливают коллапс, то происходит мощный взрыв ─ вспышка сверхновой звезды с выбросом значительной части вещества в окружающее пространство и образованием газовых туманностей. Название было предложено Ф.Цвикки в 1934 г. Взрыв сверхновой является одним из промежуточных этапов эволюции звезд перед превращением их в белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. При взрыве выделяется энергия 10 43 ─ 10 44 Дж при мощности излучения 10 34 Вт. При этом блеск звезды увеличивается на десятки звездных величин за несколько суток. Светимость сверхновой может превосходить светимость всей галактики, в которой она вспыхнула.

Газовая туманность, образующаяся при взрыве сверхновой, состоит частично из выброшенных взрывом верхних слоев звезды, а частично – из межзвездного вещества, уплотненного и разогретого разлетающимися продуктами взрыва. Наиболее известной газовой туманностью является Крабовидная туманность в созвездии Тельца – остаток сверхновой 1054 г. Молодые остатки сверхновых расширяются со скоростями 10-20 тыс. км/с. Столкновение расширяющейся оболочки с неподвижным межзвездным газом порождает ударную волну, в которой газ нагревается до миллионов Кельвин и становится источником рентгеновского излучения. Распространение ударной волны в газе приводит к появлению быстрых заряженных частиц (космических лучей), которые, двигаясь в сжатом и усиленном этой же волной межзвездном магнитном поле, излучают в радиодиапазоне.

Астрономы зафиксировали вспышки сверхновых в 1054, 1572, 1604 годах. В 1885 году появление сверхновой было отмечено в туманности Андромеды. Ее блеск превышал блеск всей Галактики и оказался в 4 млрд раз более интенсивным, чем блеск Солнца.

Уже к 1980 г. было открыто более 500 вспышек сверхновых звезд, но ни одна не наблюдалась в нашей Галактике. Астрофизики подсчитали, что в нашей Галактике сверхновые звезды вспыхивают с периодом 10 млн лет в непосредственной близости от Солнца. В среднем в Метагалактике происходит вспышка сверхновой каждые 30 лет.

Дозы космического излучения на Земле при этом могут превышать нормальный уровень в 7000 раз. Это приведет к серьезнейшим мутациям в живых организмах на нашей планете. Некоторые ученые так объясняют внезапную гибель динозавров.

Часть массы взорвавшейся сверхновой звезды может остаться в виде сверхплотного тела – нейтронной звезды или черной дыры. Масса нейтронных звезд составляет (1,4 – 3)М с, диаметр – около 10 км. Плотность нейтронной звезды очень велика, выше плотности атомных ядер ─ 10 15 г/см 3 . При нарастании сжатия и давления становится возможной реакция поглощения электронов протонами В итоге все вещество звезды будет состоять из нейтронов. Нейтронизация звезды сопровождается мощной вспышкой нейтринного излучения. При вспышке сверхновой SN1987A продолжительность нейтринной вспышки составляла 10 с, а энергия, унесенная всеми нейтрино, достигала 3∙10 46 Дж. Температура нейтронной звезды достигает 1 млрд К. Нейтронные звезды очень быстро остывают, светимость их слабеет. Зато они интенсивно излучают радиоволны в узком конусе по направлению магнитной оси. Для звезд, у которых магнитная ось не совпадает с осью вращения, характерно радиоизлучение в виде повторяющихся импульсов. Поэтому нейтронные звезды называют пульсарами. Первые пульсары были открыты в 1967 г. Частота пульсаций излучения, определяемая скоростью вращения пульсара, от 2 до 200 Гц, что указывает на их малые размеры. Например, пульсар в Крабовидной туманности имеет период испускания импульсов 0,03 с. В настоящее время известны сотни нейтронных звезд. Нейтронная звезда может появиться в результате так называемого «тихого коллапса». Если белый карлик входит в двойную систему из близко расположенных звезд, то возникает явление аккреции, когда вещество со звезды-соседа перетекает на белый карлик. Масса белого карлика растет и в определенный момент превосходит предел Чандрасекара. Белый карлик превращается в нейтронную звезду.

Если конечная масса белого карлика превышает 3 массы Солнца, то вырожденное нейтронное состояние неустойчиво, и гравитационное сжатие продолжается до образования объекта, называемого черной дырой. Термин «черная дыра» введен Дж. Уилером в 1968 г. Однако представление о подобных объектах возникло на несколько столетий раньше, после открытия И. Ньютоном в 1687 г. закона всемирного тяготения. В 1783 г. Дж. Митчелл предположил, что в природе должны существовать темные звезды, гравитационное поле которых столь сильно, что свет не может вырваться из них наружу. В 1798 г. такая же идея была высказана П. Лапласом. В 1916 г. физик Шварцшильд, решая уравнения Эйнштейна, пришел к выводу о возможности существования объектов с необычными свойствами, позже названные черными дырами. Черная дыра – область пространства, в которой поле тяготения настолько сильно, что вторая космическая скорость для находящихся в этой области тел должна превышать скорость света, т.е. из черной дыры ничто не может вылететь – ни частицы, ни излучение. В соответствии с общей теорией относительности характерный размер черной дыры определяется гравитационным радиусом: R g =2GM/c 2 , где М – масса объекта, с – скорость света в вакууме, G – постоянная тяготения. Гравитационный радиус Земли равен 9 мм, Солнца 3 км. Границу области, за которую не выходит свет, называют горизонтом событий черной дыры. У вращающихся черных дыр радиус горизонта событий меньше гравитационного радиуса. Особый интерес вызывает возможность захвата черной дырой тел, прилетающих из бесконечности.

Теория допускает существование черных дыр массой 3 –50 масс Солнца, образующихся на поздних стадиях эволюции массивных звезд с массой более 3 масс Солнца, сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик массой в миллионы и миллиарды масс Солнца, первичных (реликтовых) черных дыр, формировавшихся на ранних стадиях эволюции Вселенной. До наших дней должны были дожить реликтовые черные дыры массой более 10 15 г (масса средней горы на Земле) из-за действия механизма квантового испарения черных дыр, предложенного С. Хокингом (S.W.Hawking).

Астрономы обнаруживают черные дыры по мощному рентгеновскому излучению. Примером такого типа звезд является мощный рентгеновский источник Лебедь Х-1, масса которого превышает 10М с. Часто черные дыры встречаются в рентгеновских двойных звездных системах. Уже обнаружены десятки черных дыр звездной массы в таких системах (m ч.д. = 4-15 М с). По эффектам гравитационного линзирования открыто несколько одиночных черных дыр звездной массы (m ч.д. =6-8 М с). В случае тесной двойной звезды наблюдается явление аккреции – перетекание плазмы с поверхности обычной звезды под действием гравитационных сил на черную дыру. Вещество, перетекающее на черную дыру, обладает моментом импульса. Поэтому плазма образует вращающийся диск вокруг черной дыры. Температура газа в этом вращающемся диске может достигать 10 млн градусов. При этой температуре газ излучает в рентгеновском диапазоне. По этому излучению можно определить наличие в данном месте черной дыры.

Особый интерес представляют сверхмассивные черные дыры в ядрах галактик. На основании изучения рентгеновского изображения центра нашей Галактики, полученного с помощью спутника CHANDRA, установлено наличие сверхмассивной черной дыры, масса которой в 4 млн. раз превышает массу Солнца. В результате последних исследований американским астрономам удалось обнаружить уникальную сверхтяжелую черную дыру, расположенную в центре очень отдаленной галактики, масса которой в 10 млрд. раз превышает массу Солнца. Для того чтобы достичь таких невообразимо огромных размеров и плотности, черная дыра должна была формироваться на протяжении многих миллиардов лет, непрерывно притягивая и поглощая материю. Ученые оценивают ее возраст в 12,7 млрд лет, т.е. она начала формироваться примерно через один миллиард лет после Большого взрыва. К настоящему времени обнаружено более 250 сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик (m ч.д. =(10 6 – 10 9) М с).

С эволюцией звезд тесно связан вопрос о происхождении химических элементов. Если водород и гелий являются элементами, которые остались от ранних стадий эволюции расширяющейся Вселенной, то более тяжелые химические элементы могли образоваться только в недрах звезд при термоядерных реакциях. Внутри звезд при термоядерных реакциях может образоваться до 30 химических элементов (по железо включительно).

По своему физическому состоянию звезды можно разделить на нормальные и вырожденные. Первые состоят в основном из вещества малой плотности, в их недрах идут термоядерные реакции синтеза. К вырожденным звездам относятся белые карлики и нейтронные звезды, они представляют собой конечную стадию эволюции звезд. Реакции синтеза в них закончились, а равновесие поддерживается квантово-механическими эффектами вырожденных фермионов: электронов в белых карликах и нейтронов в нейтронных звездах. Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры объединяют общим названием «компактные остатки».

В конце эволюции в зависимости от массы звезда либо взрывается, либо сбрасывает более спокойно вещество, уже обогащенное тяжелыми химическими элементами. При этом образуются остальные элементы периодической системы. Из обогащенной тяжелыми элементами межзвездной среды образуются звезды следующих поколений. Например, Солнце – звезда второго поколения, образовавшаяся из вещества, уже однажды побывавшего в недрах звезд и обогащенного тяжелыми элементами. Поэтому о возрасте звезд можно судить по их химическому составу, определенному методом спектрального анализа.

> Жизненный цикл звезды

Описание жизни и смерти звезд : этапы развития с фото, молекулярные облака, протозвезда, T Тельца, главная последовательность, красный гигант, белый карлик.

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 ?

Первый жизненный цикл звезды: 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).

Второй жизненный цикл звезды: 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.

Третий жизненный цикл звезды: 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 ).

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.

Четвертый жизненный цикл звезды: 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 ) живут 10-15 миллиардов. А вот наиболее крупные – миллиарды или миллионы лет. Посмотрите, как выглядит эволюция и смерть звезд различных классов на схеме.

Пятый жизненный цикл звезды: 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.

Шестой жизненный цикл звезды: 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.

Если где-то во Вселенной накапливается достаточно вещества, оно сжимается в плотный комок, в котором начинается термоядерная реакция. Так зажигаются звёзды. Первые вспыхнули во тьме юной Вселенной 13,7 миллиардов (13,7*10 9) лет назад, а наше Солнце — всего каких-то 4,5 миллиарда лет назад. Срок жизни звезды и процессы, происходящие в конце этого срока, зависят от массы звезды.

Пока в звезде продолжается термоядерная реакция превращения водорода в гелий, она находится на главной последовательности . Время нахождения звезды на главной последовательности зависит от массы: самые большие и тяжёлые быстро доходят до стадии красного гиганта, а затем сходят с главной последовательности в результате взрыва сверхновой или образования белого карлика.

Судьба гигантов

Самые большие и массивные звёзды сгорают быстро и взрываются сверхновыми. После взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра, а вокруг них — материя, выброшенная колоссальной энергией взрыва, которая после становится материалом для новых звёзд. Из наших ближайших звёздных соседей такая судьба ждёт, например, Бетельгейзе , однако когда она взорвётся, подсчитать невозможно.

Туманность, образовавшаяся в результате выброса материи при взрыве сверхновой. В центре туманности — нейтронная звезда.

Нейтронная звезда — это страшный физический феномен. Ядро взорвавшейся звезды сжимается — примерно так же, как газ в двигателе внутреннего сгорания, только в очень большом и эффективном: шар диаметром в сотни тысяч километров превращается в шарик от 10 до 20 километров в поперечнике. Сила сжатия так велика, что электроны падают на атомные ядра, образуя нейтроны — отсюда название.

NASA Нейтронная звезда (видение художника)

Плотность материи при таком сжатии вырастает примерно на 15 порядков, а температура поднимается до непредставимых 10 12 К в центре нейтронной звезды и 1 000 000 К на периферии. Часть этой энергии излучается в форме фотонного излучения, часть уносят с собой нейтрино, образующииеся в ядре нейтронной звезды. Но даже за счёт очень эффективного нейтринного охлаждения нейтронная звезда остывает очень медленно: для полного исчерпания энергии требуется 10 16 или даже 10 22 лет. Что останется на месте остывшей нейтронной звезды, сказать сложно, а пронаблюдать — невозможно: мир слишком для этого слишком молод. Существует предположение о том, что на месте остывшей звезды опять-таки образуется чёрная дыра.

Черные дыры возникают в результате гравитационного коллапса очень массивных объектов — например, при взрывах сверхновых. Возможно, через триллионы лет в чёрные дыры превратятся остывшие нейтронные звёзды.

Участь звёзд средних масштабов

Другие, менее массивные звёзды дольше, чем самые большие, остаются на главной последовательности, зато, сойдя с неё, умирают гораздо быстрее, чем их нейтронные родственники. Больше 99% звёзд во Вселенной никогда взорвутся и не превратятся ни в черные дыры, ни в нейтронные звёзды — их ядра слишком малы для таких космических драм. Вместо этого звёзды средней массы в конце жизни превращаются в красные гиганты, которые, в зависимости от массы, превращаются в белые карлики, взрываются, полностью рассеиваясь, или становятся нейтронными звёздами.

Белые карлики составляют сейчас от 3 до 10% звёздного населения Вселенной. Их температура очень велика — более 20 000 К, более чем втрое больше, чем температура поверхности Солнца — но всё-таки меньше, чем у нейтронных звёзд, и благодаря более низкой температуре и большей площади белые карлики остывают быстрее — за 10 14 — 10 15 лет. Это означает, что в ближайшие 10 триллионов лет — когда Вселенная станет в тысячу раз старше, чем сейчас, — во вселенной появится новый тип объекта: чёрный карлик, продукт остывания белого карлика.

Пока черных карликов в космосе нет. Даже самые старые остывающие звёзды на сегодняшний день потеряли максимум 0,2% своей энергии; для белого карлика с температурой в 20 000 К это означает остывание до 19 960 K.

Для самых маленьких

О том, что происходит, когда остывают самые маленькие звёзды — такие, как наш ближайший сосед, красный карлик Проксима Центавра, науке известно ещё меньше, чем о сверхновых и чёрных карликах. Термоядерный синтез в их ядрах идёт медленно, и на главной последовательности они остаются дольше остальных — по некоторым расчётам, до 10 12 лет, а после, предположительно, продолжат жизнь как белые карлики, то есть будут сиять еще 10 14 — 10 15 лет до превращения в чёрный карлик.