Каков конечный этап эволюции массивных звезд. Как умирают звёзды

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.

Созерцая ясное ночное небо вдали от городских огней, нетрудно заметить что Вселенная полна звезд. Каким образом природе удалось создать несметное число этих объектов? Ведь по оценкам только в Млечном Пути около 100 млрд. звезд. Кроме того, звезды рождаются и поныне, 10-20 млрд. лет спустя после образования Вселенной. Как образуются звезды? Каким изменениям подвергается звезда, прежде чем она достигнет устойчивого состояния, как у нашего Солнца?

С точки зрения физики, звезда — это газовый шар

С точки зрения физики, — это газовый шар. Теплота и давление генерируемые в ядерных реакциях — главным образом в реакциях синтеза гелия из водорода — предотвращают сжатие звезды под действием собственной гравитации. Жизнь этого относительно простого объекта проходит по вполне определенному сценарию. Сначала происходит рождение звезды из диффузного облака межзвездного газа, потом идет долгое светопреставление. Но в конце концов, когда все ядерное топливо будет исчерпано, она превратится в слабосветящийся белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру.

Это описание может создать впечатление, что детальный анализ образования и ранних стадий эволюции звезд не должен вызывать существенных трудностей. Но взаимодействие гравитации и теплового давления приводит к тому, что звезды ведут себя непредсказуемым образом.
Рассмотрим, например, эволюцию светимости, то есть изменение количества энергии, испускаемое звездной поверхностью в единицу времени. Внутренняя температура молодой звезды слишком мала для слияния атомов ядер водорода, поэтому ее светимость должна быть относительно низкой. Она может возрасти, когда начнутся ядерные реакции, и лишь потом может постепенно падать. На самом деле очень молодая звезда чрезвычайно яркая. Ее светимость уменьшается с возрастом, достигая временного минимума во время горения водорода.

На ранних стадиях эволюции в звездах происходят разнообразные физические процессы

На ранних стадиях эволюции в звездах происходят разнообразные физические процессы, некоторые из которых еще плохо поняты. Только в последние два десятилетия астрономы начали строить детальную картину эволюции звезд на основе достижений.теории и наблюдений.
Звезды рождаются из больших не наблюдаемых в видимом свете облаков, расположенных в дисках спиральных галактик. Эти объекты астрономы называют гигантскими молекулярными комплексами. Термин «молекулярный» отражает тот факт, что газ в комплексах в основном состоит из водорода в молекулярной форме. Такие облака — самые большие образования в Галактике, иногда достигают более 300 св. лет в поперечнике.

При более тщательном анализе эволюции звезды

При более тщательном анализе обнаруживается, что звезды образуются из отдельных конденсаций — компактных зон -в гигантском молекулярном облаке. Астрономы исследовали свойства компактных зон с помощью больших радиотелескопов — единственных инструментов, способных регистрировать слабое миллимоблаков. Из наблюдений этого излучения следует, что типичная компактная зона имеет диаметр несколько световых месяцев, плотность 30000 молекул водорода на 1 см^ и температуру 10 Кельвинов.
На основе этих значений был сделан вывод, что давление газа в компактных зонах таково, что оно может противостоять сжатию под действием сил самогравитации.

Поэтому, чтобы образовалась звезда, компактная зона должна сжиматься из неустойчивого состояния, причем такого, чтобы силы гравитации превышали внутреннее газовое давление.
Пока еще не ясно, как компактные зоны конденсируются из исходного молекулярного облака и приобретают такое неустойчивое состояние. Тем не менее еще до открытия компактных зон у астрофизиков была возможность смоделировать процесс звездообразования. Уже в 60-х годах теоретики использовали компьютерное моделирование, чтобы определить, как происходит сжатие облаков в неустойчивом состоянии.
Хотя для теоретических расчетов использовался широкий диапазон начальных условий, полученные результаты совпадали: у слишком неустойчивого облака сжимается сначала внутренняя часть, то есть свободному падению подвергаются сначала вещество в центре, а периферийные области остаются стабильными. Постепенно область сжатия распространяется наружу, охватывая все облако.

Глубоко в недрах сжимающийся области начинается эволюция звезд

Глубоко в недрах сжимающийся области начинается звездообразование. Диаметр звезды -всего лишь одна световая секунда, т. е. одна миллионная поперечника компактной зоны. Для таких относительно малых размеров общая картина сжатия облака не существенна, а главную роль здесь играет скорость падения вещества на звезду

Скорость падения вещества может быть разной, но она в прямую зависит от температуры облака. Чем выше температура, тем больше скорость. Вычисления показывают, что масса, равная массе Солнца, может накапливаться в центре сжимающейся компактной зоны за время от 100 тыс. до 1 млн. лет.Тело, образующееся в центре коллапсирующе-го облака, называют протозвездой. С помощью компьютерного моделирования астрономы разработали модель, описывающую строение протозвезды.
Оказалось, что падающий газ ударяется о поверхность протозвезды с очень высокой скоростью. Поэтому образуется мощный ударный фронт (резкий переход к очень высокому давлению). В пределах ударного фронта газ нагревается почти до 1 млн. Кельвинов, затем при излучении у поверхности быстро охлаждается примерно ло 10000 К, образуя слой за слоем протозвезду.

Наличием ударного фронта объясняется высокая яркость молодых звезд

Наличием ударного фронта объясняется высокая яркость молодых звезд. Если масса протоз-везды равна одной солнечной, то ее светимость может превышает солнечную в десять раз. Но она обусловлена не реакциями термоядерного синтеза, как у обычных звезд, а кинетической энергией вещества, приобретаемой в поле гравитации.
Протозвезды можно наблюдать, но не с помощью обычных оптических телескопов.
Весь межзвездный газ, в том числе и тот, из которого образуются звезды, содержит в себе «пыль» — смесь твердых частиц субмикронных размеров. Излучение ударного фронта встречает на своем пути большое число этих частиц, падающих вместе с газом на поверхность протозвезды.
Холодные пылевые частицы поглощают фотоны, испускаемые ударным фронтом, и переизлучают их более длинноволновыми. Это длинноволновое излучение в свою очередь поглощается, а затем переизлучается еще более удаленной пылью. Поэтому пока фотон прокладывают свой путь сквозь облака пыли и газа, его длина волны оказывается в инфракрасном диапазоне электромагнитного спектра. Но уже на расстоянии нескольких световых часов от протозвезды длина волны фотона становится слишком велика, так что пыль не может его поглотить, и он, наконец, может беспрепятственно мчаться к земным телескопам, чувствительным к инфракрасному излучению.
Несмотря на широкие возможности современных детекторов, астрономы не могут утверждать, что телескопы действительно регистрируют излучение протозвезд. По-видимому они глубоко спрятаны в недрах компактных зон, зарегистрированных в радиодиапазоне. Неопределенность в регистрации связана с тем, что детекторы не могут отличить протозвезду от более старших звезд, вкрапленных в газ и пыль.
Для надежного отождествления инфракрасный или радиотелескоп должен обнаружить доплеровское смещение спектральных линий излучения протозвезды. Доплеровское смещение показало бы истинное движение газа, падающего на ее поверхность.
Как только в результате падения вещества масса протозвезды достигает нескольких десятых массы Солнца, температура в центре становится достаточной для начала реакций термоядерного синтеза. Однако термоядерные реакции в протозвездах коренным образом отличаются от реакций в звездах среднего «возраста». Источником энергии таких звезд являются реакции термоядерного синтеза гелия из водорода.

Водород — самый распространенный химический элемент во Вселенной

Водород — самый распространенный химический элемент во Вселенной. При рождении Вселенной (Большом взрыве) этот элемент образовался в обычной форме с ядром, состоящим из одного протона. Но два из каждых 100000 ядер являются ядрами дейтерия, состоящими из протона и нейтрона. Этот изотоп водорода присутствует в современную эпоху в межзвездном газе, из которого он попадает в звезды.
Примечательно, что эта мизерная примесь играет доминирующую роль в жизни протозвезд. Температура в их недрах недостаточна для реакций обычного водорода, которые происходят при 10 млн. Кельвинов. Но в результате гравитационного сжатия температура в центре протозвезды легко может достичь 1 млн. Кельвинов, когда начинается слияние ядер дейтерия, при которых также выделяется колоссальная энергия.

Непрозрачность протозвездного вещества слишком велика

Непрозрачность протозвездного вещества слишком велика, чтобы эта энергия передавалась путем лучистого переноса. Поэтому звезда становится конвективно неустойчивой: нагретые на «ядерном огне» пузыри газа всплывают к поверхности. Эти восходящие потоки уравновешиваются нисходящими к центру потоками холодного газа. Подобные конвективные движения, но в гораздо меньших масштабах, имеют место в комнате с паровым отоплением. В протозвезде конвективные вихри переносят дейтерий с поверхности в ее недра. Таким образом топливо, необходимое для термоядерных реакций, достигает ядра звезды.
Несмотря на очень низкую концентрацию ядер дейтерия, выделяющееся при их слиянии тепло оказывает сильное влияние на протозвезду. Главным следствием реакций горения дейтерия является «разбухание» протозвезды. Из-за эффективного переноса тепла путем конвекции в результате «горения» дейтерия протозвезда увеличивается в размерах, который зависит от ее массы. Протозвезда одной солнечной массы имеет радиус, равный пяти солнечным. При массе, равной трем солнечным, протозвезда раздувается до радиуса, равного 10 солнечным.
Масса типичной компактной зоны больше массы порождаемой ее звезды. Поэтому должен существовать некоторый механизм, удаляющий излишнюю массу и прекращающий падение вещества. Большинство астрономов убеждены, что за это ответственен сильный звездный ветер, вырывающийся с поверхности протозвезды. Звездный ветер сдувает падающий газ в обратном на-правлении и в конце концов рассеивает компактную зону.

Идея звездного ветра

Из теоретических расчетов «идея звездного ветра» не следует. И удивленным теоретикам были предоставлены свидетельства этого явления: наблюдения потоков молекулярного газа, движущихся от инфракрасных источников излучения. Эти потоки связаны с протозвездным ветром. Его происхождение одна из самых глубоких тайн молодых звезд.
Когда рассеивается компактная зона, обнажается объект, который можно наблюдать в оптическом диапазоне — молодая звезда. Как и протозвезда, она имеет высокую светимость, которая в большей мере определяется гравитацией, чем термоядерным синтезом. Давление в недрах звезды предотвращает катастрофический гравитационный коллапс. Однако тепло, ответственное за это давление, излучается со звездной поверхности, поэтому звезда очень ярко светит и медленно сжимается.
По мере сжатия ее внутренняя температура постепенно растет и в конце концов достигает 10 млн. Кельвинов. Тогда начинаются реакции слияния ядер водорода с образованием гелия. Выделяемое тепло создает давление, препятствующее сжатию, и звезда долго будет светить, пока в ее недрах не закончится ядерное топливо.
Нашему Солнцу, типичной звезде, потребовалось около 30 млн. лет на сжатие от протозвездных до современных размеров. Благодаря теплу, выделяемому при термоядерных реакциях, оно сохраняет эти размеры уже в течение примерно 5 млрд. лет.
Так рождаются звезды. Но несмотря на столь явные успехи ученых, позволивших нам узнать одну из многих тайн мироздания, еще многие известные свойства молодых звезд пока полностью не понятны. Это относится к их неправильной переменности, колоссальному звездному ветру, неожиданным ярким вспышкам. На эти вопросы еще нет уверенных ответов. Но эти нерешенные проблемы следует рассматривать как разрывы в цепи, основные звенья которой уже спааяны. И нам удастся замкнуть эту цепь и завершить биографию молодых звезд, если мы найдем ключ, созданный самой природой. И этот ключ мерцает в ясном небе над нами.

Рождение звезды видео:

Хотя по человеческой шкале времени звезды и кажутся вечными, они, подобно всему сущему в природе, рождаются, живут и умирают. Согласно общепринятой гипотезе газопылевого облака звезда зарождается в результате гравитационного сжатия межзвездного газопылевого облака. По мере уплотнения такого облака сначала образуется протозвезда, температура в ее центре неуклонно растет, пока не достигает предела, необходимого для того, чтобы скорость теплового движения частиц превысила порог, после которого протоны способны преодолеть макроскопические силы взаимного электростатического отталкивания (см. Закон Кулона) и вступить в реакцию термоядерного синтеза (см. Ядерный распад и синтез).

В результате многоступенчатой реакции термоядерного синтеза из четырех протонов в конечном итоге образуется ядро гелия (2 протона + 2 нейтрона) и выделяется целый фонтан разнообразных элементарных частиц . В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия (см. Теория относительности). Из-за этого внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности — и наружу. Одновременно давление в центре звезды начинает расти (см. Уравнение состояния идеального газа). Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитационного притяжения сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. О звездах на стадии активного сжигания водорода говорят, что они находятся на «основной фазе» своего жизненного цикла или эволюции (см. Диаграмма Герцшпрунга—Рассела). Превращение одних химических элементов в другие внутри звезды называют ядерным синтезом или нуклеосинтезом.

В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиарда лет. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей приходится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей по темпу роста темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды. Таким образом, чем массивнее звезда, тем короче время ее жизни, определяемое исчерпанием запасов водорода, и самые крупные звезды в буквальном смысле сгорают за «какие-то» десятки миллионов лет. Самые мелкие звезды, с другой стороны, «безбедно» живут сотни миллиардов лет. Так что по этой шкале наше Солнце относится к «крепким середнякам».

Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород. Что дальше? Это также зависит от массы звезды. Солнце (и все звезды, не превышающие его по массе более чем в восемь раз) заканчиваю свою жизнь весьма банальным образом. По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх — и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: Температура в слоях непосредственно вокруг ядра звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает, наконец, в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий — своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза — вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, — один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.

При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно бо_льшую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.

Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены следующим силовым барьером. В его роли выступает давление вырожденного электронного газа (см. Предел Чандрасекара). Электроны, до этой стадии игравшие роль безработных статистов в эволюции звезды, не участвуя в реакциях ядерного синтеза и свободно перемещаясь между ядрами, находящимися в процессе синтеза, на определенной стадии сжатия оказываются лишенными «жизненного пространства» и начинают «сопротивляться» дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в вырожденного белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.

Звезды более массивные, нежели Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в ее оболочке. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.

Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, — свободные на протяжении всей предыдущей эволюции звезды электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды . За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.

После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд массой порядка 10-30 солнечных масс продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов — иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию, требуя себе жизненного пространства. Это обычно происходит по достижении звездой размеров около 15 км в диаметре. В результате образуется быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнитные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются пульсарами. Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется

Наше Солнце светит уже более 4,5 млрд. лет. При этом оно постоянно расходует водород. Абсолютно ясно, что как бы не велики были его запасы, но когда-то они будут исчерпаны. И что же произойдёт со светилом? На этот вопрос есть ответ. Жизненный цикл звезды можно изучить по другим аналогичным космическим образованиям. Ведь в космосе существуют настоящие патриархи, возраст которых составляет 9-10 млрд. лет. А есть совсем юные звёздочки. Им от роду не более нескольких десятков млн. лет.

Следовательно, наблюдая за состояние различных звёзд, которыми "усыпана" Вселенная, можно понять, как они себя ведут с течением времени. Здесь можно провести аналогию с наблюдателем-инопланетянином. Он прилетел на Землю и стал изучать людей: детей, взрослых, стариков. Таким образом, за совсем короткий период времени он понял, какие изменения происходят с людьми в течение жизни.

В настоящее время Солнце является жёлтым карликом - 1
Пройдут миллиарды лет, и оно станет красным гигантом - 2
А затем превратится в белого карлика - 3

Поэтому можно со всей уверенностью сказать, что когда запасы водорода в центральной части Солнца будут исчерпаны, термоядерная реакция не прекратится . Зона, где будет продолжаться этот процесс, начнёт сдвигаться к поверхности нашего светила. Но при этом силы гравитации уже не смогут влиять на давление, которое образуется в результате термоядерной реакции.

Как следствие, звезда начнёт разрастаться в размерах и постепенно превратится в красного гиганта . Это космический объект поздней стадии эволюции. Но таковым же он бывает и на ранней стадии во время звёздообразования. Только во втором случае красный гигант сжимается и превращается в звезду главной последовательности . То есть в такую, в которой идёт реакция синтеза гелия из водорода. Одним словом, с чего жизненный цикл звезды начинается, тем и заканчивается.

Наше Солнце увеличится в размерах настолько, что поглотит ближайшие планеты. Это Меркурий , Венера и Земля . Но не надо пугаться. Умирать светило начнёт через несколько млрд. лет. За это время сменятся десятки, а может и сотни цивилизаций. Человек ещё не раз возьмёт в руки дубину, а по прошествию тысячелетий опять сядет за компьютер. Это обычная цикличность, на которой базируется вся Вселенная.

Но превращение в красного гиганта ещё не означает конец. Термоядерная реакция будет отбрасывать в космос внешнюю оболочку. А в центре будет оставаться лишённое энергии гелиевое ядро. Под действием сил тяготения оно будет сжиматься и, в конце концов, превратится в чрезвычайно плотное с большой массой космическое образование. Такие остатки потухших и медленно остывающих звёзд называются белыми карликами .

У нашего белого карлика радиус будет в 100 раз меньше радиуса Солнца, а светимость уменьшится в 10 тыс. раз. При этом масса будет сравнимой с нынешней солнечной, а плотность будет больше в миллион раз. Таких белых карликов в нашей Галактике очень много. Их численность составляет 10% от общего числа звёзд.

Надо отметить, что белые карлики бывают водородными и гелиевыми. Но мы не будем лезть в дебри, а только заметим, что при сильном сжатии может наступить гравитационный коллапс. А это чревато колоссальным взрывом. При этом наблюдается вспышка сверхновой звезды. Термин "сверхновый" характеризует не возраст, а яркость вспышки. Просто белого карлика долго не было видно в космической бездне, и вдруг появилось яркое свечение.

Большая часть взорвавшейся сверхновой звезды разлетается в пространстве с огромной скоростью. А оставшаяся центральная часть сжимается в ещё более плотное образование и называется нейтронной звездой . Это конечный продукт звёздной эволюции. Его масса сравнима с солнечной, а радиус достигает всего лишь нескольких десятков км. Один куб. см нейтронной звезды может весить миллионы тонн. В космосе таких образований довольно много. Их количество примерно в тысячу раз меньше обычных солнц, которыми усыпано ночное небо Земли.

Надо сказать, что жизненный цикл звезды напрямую связан с её массой. Если она соответствует массе нашего Солнца или меньше её, то в конце жизни появляется белый карлик. Однако существуют светила, которые в десятки и сотни раз больше Солнца.

Когда такие гиганты сжимаются в процессе старения, то они так искажают пространство и время, что вместо белого карлика появляется чёрная дыра . Её гравитационное притяжение так велико, что его не могут преодолеть даже те объекты, которые движутся со скоростью света. Размеры дыры характеризует гравитационный радиус . Это радиус сферы, ограниченной горизонтом событий . Он представляет собой пространственно-временной предел. Любое космическое тело, преодолев его, исчезает навсегда и никогда не возвращается обратно.

О чёрных дырах существует много теорий. Все они базируются на теории гравитации, так как именно гравитация является одной из важнейших сил Вселенной. А основное её качество - универсальность . По-крайней мере, в наши дни не обнаружено ни одного космического объекта, у которого бы отсутствовало гравитационное взаимодействие.

Есть предположение, что через чёрную дыру можно попасть в параллельный мир. То есть это канал в другое измерение. Всё возможно, но любое утверждение требует практических доказательств. Однако пока ещё никто из смертных не смог осуществить подобный эксперимент.

Таким образом, жизненный цикл звезды состоит из нескольких стадий. В каждой из них светило выступает в определённом качестве, которое кардинально отличается от предыдущих и будущих. В этом и заключается неповторимость и таинственность космического пространства. Знакомясь с ним, невольно начинаешь думать, что человек тоже проходит несколько стадий в своём развитии. А та оболочка, в которой мы существуем сейчас, является лишь переходным этапом к какому-то иному состоянию. Но это умозаключение опять же требует практического подтверждения .

> 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.