Это время, которое требуется фотону, чтобы долететь от звезды до Земли. Многие звезды на ночном небе давно умерли, но мы все еще можем видеть их свет. Некоторые из уже родившихся звезд еще не появились на ночном небе, и фотоны только на пути к ним. Как же рождаются звезды и умирают ли они? Это мы и хотим выяснить.
Рождение
Все начинается с молекулярного облака. Это огромные области межзвездного газа, настолько плотные, что в них могут образовываться молекулы водорода.
Затем происходит событие. Оно может быть вызвано ударной волной от сверхновой, взорвавшейся неподалеку, или естественной динамикой внутри молекулярного облака. Но результат один: гравитационная нестабильность приводит к образованию центра тяжести где-то в облаке.
Поддаваясь притяжению, окружающая материя начинает вращаться вокруг этого центра и оседает на его поверхности. Постепенно формируется сбалансированное сферическое ядро с возрастающей температурой и яркостью — протозвезда.
Газопылевой диск вокруг протозвезды вращается все быстрее и быстрее из-за растущей плотности и массы, все больше частиц сталкиваются в его недрах, и температура постоянно повышается.
Когда она достигает миллионов градусов, в центре протозвезды происходит первая реакция синтеза. Два ядра водорода преодолевают кулоновский барьер и сливаются, образуя ядро гелия. Затем еще два ядра, затем еще одно…. пока цепная реакция не достигнет всего диапазона, в котором температура позволяет синтезировать водород в гелий.
Затем энергия термоядерной реакции быстро достигает поверхности звезды, резко увеличивая ее яркость. Таким образом, когда протозвезда набирает достаточную массу, она превращается в полноценную молодую звезду.
Ни детства, ни отрочества, ни юности
Все протозвезды, которые нагреваются достаточно, чтобы запустить внутри себя термоядерную реакцию, переходят в более длительный и стабильный период, который длится около 90% их жизни.
Все, что происходит с ними на этой стадии, — это постепенное сгорание водорода в зоне термоядерной реакции. Буквально «вымирание жизни». Звезда будет очень медленно — в течение миллиардов лет — становиться горячее, интенсивность термоядерных реакций будет возрастать, как и ее яркость, но не более.
Конечно, возможны события, ускоряющие звездную эволюцию, например, близкое соседство или даже столкновение с другой звездой, но это не зависит от жизненного цикла отдельного светила.
Существуют также особые «умирающие» звезды, которые не могут достичь главной последовательности, то есть не выдерживают внутреннего давления термоядерных реакций.
Это маломассивные протозвезды (менее 0,0767 массы Солнца) — именно такие звезды известны как коричневые карлики. Из-за отсутствия гравитационного сжатия они теряют больше энергии, чем производят в процессе слияния водорода. Со временем термоядерные реакции в ядрах этих звезд прекращаются, и все, что остается — это затяжное, но неизбежное охлаждение.
Неспокойная старость
Вместо этого наиболее активная и интересная фаза «жизни» массивных звезд начинается ближе к концу их существования.
Дальнейшая эволюция каждой отдельной звезды, достигшей конца главной последовательности — то есть точки, когда в центре звезды больше нет водорода для синтеза — напрямую зависит от массы звезды и ее химического состава.
Чем меньше масса звезды главной последовательности, тем дольше ее «жизнь» и тем менее грандиозной будет ее конечная последовательность. Например, звезды с массой менее половины массы Солнца — так называемые красные карлики — никогда не «умирали» с момента Большого взрыва. Согласно расчетам и компьютерному моделированию, такие звезды могут безопасно сжигать водород в течение десятков миллиардов — десятков триллионов лет благодаря слабым термоядерным реакциям, и в конце своего пути они, вероятно, погаснут как коричневые карлики.
Звезды со средней массой от половины солнечной массы до десяти солнечных масс после сжигания водорода в центре способны сжигать более тяжелые химические элементы в своем составе — сначала гелий, затем углерод, кислород и, с точки зрения массы, даже железо-56 (изотоп железа, который иногда называют «пеплом термоядерного горения»).
У таких звезд стадия, следующая за главной последовательностью, называется стадией красного гиганта. Начало реакций синтеза гелия, затем синтеза углерода и так далее каждый раз приводит к серьезной трансформации звезды.
В некотором смысле это предсмертный хрип. Звезда расширяется в сотни раз, становится красной, а затем снова сжимается. Яркость также меняется: она увеличивается в тысячу раз, а затем снова уменьшается.
В конце этого процесса внешняя оболочка красного гиганта отпадает и образует впечатляющую планетарную туманность. В центре остается голое ядро — белый гелиевый карлик с массой около половины массы Солнца и радиусом, примерно равным радиусу Земли.
Судьба белых карликов схожа с судьбой красных карликов — они тихо сгорают в течение миллиардов и триллионов лет, если поблизости нет звезды-компаньона, которая может заставить белый карлик увеличить свою массу.
До каких пор горит звезда
Самым важным параметром звезды, определяющим ее дальнейшую эволюцию, является масса. Чем больше масса звезды, тем интенсивнее будут протекать реакции синтеза, поддерживающие ее существование и горение, и тем плотнее в итоге станет ее ядро. Чем легче звезда, тем менее интенсивны происходящие в ней процессы и тем больше времени требуется для сгорания водорода.
Звезды, в которых сгорает водород, — это звезды главной последовательности, составляющие 95% всех звезд во Вселенной. После того как водород в них сгорает, следующие реакции синтеза в них происходят с гелием и следующими тяжелыми элементами.
Если звезда обладает достаточной массой, реакции могут зайти так далеко, что в результате образуется железо: Fe-56. Это самый стабильный элемент (элемент, а не частица). После железа термоядерные реакции уже не могут происходить, так как при синтезе энергия расходуется, а не выделяется. Поэтому после железа ядрам выгоднее распадаться.
Старение звезды
Однако основной этап звездной жизни — это сгорание водорода. Он занимает миллиарды лет. Солнцу сейчас 4,5 миллиарда лет, и все это время водород горел, и будет гореть еще столько же, если не больше.
Со временем Солнце станет больше и горячее, но мы этого сразу не заметим. Но в тот момент, когда водород сгорает, это очень характерно для всей перестройки звезды. Именно это и происходит сейчас: Давление материи, стремящейся упасть внутрь звезды, уравновешивается излучением, то есть давлением света, направленным наружу. Благодаря взаимодействию этих двух сил поддерживается равновесие, и звезда остается постоянной по размеру. Кстати, русский ученый П.Н. Лебедев был первым, кто доказал этот факт экспериментально.
Постепенно этот баланс смещается, и звезда растет. Когда она наконец сожжет водород, который заставляет Солнце гореть, внутренние слои сжимаются, а внешняя оболочка удаляется, образуя красный гигант. Если сейчас Солнце — желтый карлик, то в будущем оно станет красным гигантом. Оно вырастет до такой степени, что его оболочка достигнет орбит внутренних планет: по оценкам, около Венеры. После этого Солнце начнет сгорать, потому что для сгорания Солнца просто необходимо больше тепла, а самый простой способ получить больше тепла — это увеличить давление.
Почему звезда становится карликом
Как вообще звезды могут светить? В космосе существует огромное количество материи, которая иногда, из-за случайных колебаний в пылевых облаках (протопланетных облаках), слипается и падает сама на себя, создавая давление. Постепенно давление возрастает все больше и больше, в итоге температура повышается, и звезда вспыхивает. Точно такое же происходило в средние века в деревенских кузницах, которые располагались на равнине и были окружены болотом. Там добывали метеоритное железо, а кремня у них не было. Как же они могли разжечь огонь? Они брали кусок металла, клали его на наковальню и били по нему молотом. Этот кусок нагревался, просто придавая ему энергию. Затем они подносили его к месту, где он мог светиться, чтобы кузнецы могли разжечь огонь без кремня. И именно так они зажигали звезды.
Чтобы перейти от стадии горения водорода к стадии горения гелия и далее все дальше и дальше, ядро должно стать плотнее. И вот, наша звезда оказалась недостаточно тяжелой, до горения железа дело не дошло, последний элемент был сожжен, и выделение энергии наружу прекратилось. Что происходит сейчас? Она начинает сжиматься, и внешние оболочки разлетаются. Если бы масса этой звезды была меньше 1,4 массы Солнца, звезда стала бы белым карликом. Что остановит ее дальнейшее сжатие после прекращения синтеза, поддерживающего равновесие? Сработают квантовые эффекты, т.е. внешнее давление электронного газа (подробнее об этом в лекции). Звезда станет очень плотной: Плотность вещества в ее центре будет сравнима с плотностью самих атомных ядер. И если раньше она была около 100 земных радиусов, то теперь она будет размером с Землю или меньше. Существуют белые карлики с радиусом 4000 км, 3000 км и даже 800 км, в то время как радиус Земли составляет 6300 км.
Молекулярное облако
Иногда молекулярное облако также называют звездной колыбелью, подразумевая под этим термином межзвездное облако, плотность и размер которого позволяют образовываться молекулам водорода.
Следы молекулярных облаков можно наблюдать и сегодня. Это космическое фоновое излучение или межзвездные облака, насыщенные водородом и гелием. В звездных полостях звезды начинают свой жизненный цикл, когда плотность газа достигает невероятно высоких значений.
Таким образом, плотность молекулярного облака увеличивается, а вместе с ней и температура. Молекулы начинают быстро вращаться. Плотность продолжает расти, как и вращение, и молекулы водорода начинают сталкиваться друг с другом, испуская в космос фотоны в инфракрасном спектре.
В конце концов, молекулярное облако разрушается, но возникают центробежные силы, которые не дают окружающему веществу «схлопнуться». Таким образом, формируется протопланетный диск, из которого в будущем, возможно, появятся планеты.
Зарождение звезды
Газовому облаку требуется около 50 миллионов лет, чтобы сформировать протозвезду — шар плазмы, вращающийся с огромной скоростью. Молекулы водорода не выдерживают критической температуры и начинают распадаться, образуя отдельные атомы.
Некоторым протозвездам никогда не посчастливится эволюционировать в обычные звезды, поскольку температура в ядре недостаточна для поддержания ядерного синтеза. Что произойдет с этими объектами? Они пополнят ряды коричневых карликов, которые остывают и распадаются в течение нескольких сотен миллионов лет. Их масса относительно невелика — от 1 до 10% массы Солнца.
Если протозвезда все еще велика, процесс коллапса будет продолжаться. Внутренняя температура будет расти до тех пор, пока энергия атомов водорода не достигнет критической точки. Когда это произойдет, начнется естественная термоядерная реакция. Плазменный шар начинает излучать тепло, коллапс прекращается, и все. С нашей звездой покончено!
Жизненный цикл до сверхновой
Поскольку внутри звезды происходит термоядерная реакция, водород превращается в гелий, и звезда «функционирует» как наше Солнце. Будет ли она существовать вечно? Нет, конечно, нет. Запасы водорода ограничены и в конце концов (через несколько миллиардов лет) будут полностью исчерпаны. Водородное топливо будет преобразовано в гелий, и реакции продолжатся во внешней оболочке.
Ядро будет перенасыщено гелием и будет расти, раздуваться, а его масса будет увеличиваться очень быстро! Снова начнется гравитационный коллапс. Во время этой фазы звезда становится красным гигантом. Внутри звезды снова начинаются термоядерные реакции, и гелий превращается в углерод, кислород, кремний и так далее в железо.
Вот и все. Жизнь звезды закончена. Если бы она была огромной, примерно в 8-10 раз больше Солнца, звезда, вероятно, стала бы сверхновой и взорвалась бы во Вселенной. Взрывы сверхновых — это действительно нечто особенное. Они могут быть в сотни раз ярче, чем целая галактика. Ударная волна, пронесшаяся по космосу, запускает механизм сжатия других молекулярных облаков, а это значит, что где-то в просторах Вселенной рождается еще одна звезда.
Если умирающая звезда обладает достаточной массой, может образоваться черная дыра. Что такое черная дыра и какие подробности известны ученым на сегодняшний день? Мы подробно рассказывали об этом ЗДЕСЬ .
Жизнь и смерть звезды
Звезды образуются, когда внутренние области газовых облаков разрушаются из-за взаимного притяжения и становятся полностью функциональными звездами, когда их центральная часть нагревается достаточно для протекания ядерных реакций. Часть массы звезды преобразуется в энергию в результате этих реакций.
Звезды, более массивные, чем Солнце, становятся намного ярче Солнца и быстро сжигают все свое топливо. В то время как звезда, подобная нашему Солнцу, может прожить не менее 10 миллиардов лет, звезде в 20 раз более массивной потребуется всего около 10 миллионов лет. Звезды, подобные Солнцу, обычно заканчивают свое существование в виде медленно остывающих белых карликов. Звезды с массой в 10 и более раз больше массы Солнца могут однажды взорваться в виде сверхновых, разбросав свои обломки на огромные расстояния в космосе и оставив в центре необычайно плотную нейтронную звезду. Самые массивные звезды, скорее всего, разрушатся в черные дыры в своих ядрах. Астрономы считают, что когда очень массивная звезда израсходует все свое топливо, она начнет неограниченно уменьшаться. Чем меньше звезда, тем сильнее гравитационное притяжение к ее поверхности. Звезду больше не будет видно, но она будет продолжать уменьшаться, пока не достигнет невообразимо малых размеров. Гравитационное притяжение в области вокруг этой точки настолько сильно, что не только частицы материи, но и свет не может вырваться наружу. Такая область в пространстве называется черной дырой. Ученые считают, что черные дыры существуют в центрах многих галактик.
Звезда, подобная нашему Солнцу, образуется, когда облако газа начинает сжиматься под действием собственного гравитационного притяжения. По мере сжатия облако нагревается и начинает светиться слабым красным светом. Когда температура ядра достигает примерно 10 миллионов градусов Цельсия, в результате термоядерных реакций выделяется огромное количество тепла. Звезда становится звездой главной последовательности и остается в таком состоянии около 10 миллиардов лет. Однако в какой-то момент топливо в ядре заканчивается, ядро начинает сжиматься и становится очень горячим. Водородное топливо сгорает уже не внутри ядра, а снаружи, и звезда раздувается и становится красным гигантом, быстро сжигая оставшееся топливо. Звезда сбрасывает свои внешние слои и образует расширяющуюся внешнюю оболочку, называемую планетарной туманностью. Туманность Кольцо является примером такой туманности. Из ядра появляется белый карлик. В течение следующих миллиардов лет он остывает и тускнеет, пока не превращается в холодный черный карлик.
Это яркое газовое облако расположено на расстоянии 1600 световых лет от нас, ниже трех звезд пояса Ориона. Оно яркое, потому что содержит несколько горячих молодых звезд. Наблюдения в инфракрасном спектре показали, что это облако также содержит множество звезд, которые все еще формируются.
Сверхновая: взрыв звезды
Внутри звезды, которая намного массивнее Солнца, может происходить множество различных ядерных реакций, кульминацией которых является образование железного шара в ядре. После этого в ядре больше не остается источников энергии. Это приводит к коллапсу, в результате которого образуется нейтронная звезда. Внешняя оболочка падает на поверхность ядра, а последующий взрыв выбрасывает большую часть звездного вещества в космос со скоростью более 8 000 км/с. Китайские астрономы наблюдали появление сверхновой звезды в 1054 г. Крабовидная туманность в созвездии Тельца представляет собой разброс остатков звезды во время взрыва.
Нейтронные звезды быстро вращаются и посылают в космос электромагнитные волны в виде очень узкого луча. Каждый раз, когда луч направлен в сторону Земли, мы видим вспышку света, напоминающую сигнал маяка. Чтобы уравновесить Солнце, двенадцать коричневых карликов — звезд с наименьшей массой — пришлось бы поместить в другую оболочку. А чтобы уравновесить самую массивную звезду, потребуется 100 Солнц. Белый карлик размером с кубик сахара весил бы столько же, сколько автомобиль. Такой же кубик, но сделанный из вещества нейтронной звезды, весил бы столько же, сколько небольшая гора. Существует множество звезд с переменной яркостью. Звезды с переменной яркостью — это звезды, которые стареют. Они периодически расширяются и сжимаются, и соответственно меняются их яркость и температура. Период изменения яркости у крупных и ярких Цефеид длиннее, чем у Цефеид с меньшей массой и светимостью.
Сила черной дыры
Вблизи края черной дыры сила гравитации сильно возрастает. Нос приближающегося космического аппарата отрывается от центра, и аппарат вытягивается. Сила, вызывающая это явление, называется приливной силой, она быстро возрастает, и корабль раздавливается. Тот, кто наблюдает за этим с большого расстояния, обнаружит нечто удивительное: Время на корабле замедляется тем быстрее, чем ближе он приближается к черной дыре. На диаграмме приведено соответствующее время в секундах для каждой фазы на часах наблюдателя и на корабле. Для наблюдателя падение космического корабля в черную дыру кажется бесконечно долгим.
Объект под названием Циклон X-1 является одним из источников рентгеновского излучения, наблюдаемого на Земле. Циклон X-1 состоит из звезды с массой, эквивалентной 20 солнечным, и темного объекта, который примерно в десять раз превышает массу Солнца и совершает один полный оборот вокруг друг друга за 5,6 дня. Многие астрономы считают, что темный объект — это черная дыра, которая вытягивает материю из звезды, формируя аккреционный диск. Центральная часть диска очень горячая и излучает рентгеновские лучи.
Земля уменьшилась бы до размеров этого черного круга, если бы она сжималась, как коллапсирующая звезда. Однако это невозможно, поскольку, по мнению астрономов, ни одно тело с массой менее трех солнечных масс не может стать черной дырой.
