Пока не было света: предыстория солнца и солнечной системы

Факты, положение и карта созвездия Эридан

С площадью в 1138 квадратных градусов созвездие Эридана занимает 6-е место по размерам. Охватывает первый квадрант южного полушария (SQ1). Его можно отыскать в широтах от +32° до -90°. Соседствует с Туканом, Тельцом, Фениксом, Орионом, Зайцем, Южной Гидрой, Часами, Китом, Резцом и Печью.

Вмещает 7 звезд с планетами, ни одного объекта Мессье и метеорного потока. Ярчайшая звезда – Ахернар (видимая визуальная величина – 0.445). Также занимает 9-е место по яркости в небе. Созвездие относится к группе Небесных Вод, где можно заметить Голубя, Дельфина, Паруса, Компас, Корму, Южную Рыбу, Малого Коня и Киль. Рассмотрите схему созвездия Эридан на карте звездного неба.

Жизнь на планетах у красных карликов[править | править код]

Основная статья: Жизнепригодность системы красного карлика

Термоядерные реакции красных карликов «экономны»: нуклеосинтез в недрах этих звёзд проходит медленно. Это объясняется сильной зависимостью скорости протекания термоядерных реакций (примерно в четвёртой степени) от температуры, которая низка у звёзд малой массы. Поэтому жизненный цикл красных карликов в сотни раз длиннее, чем у звёзд, таких как Солнце. Если на какой-нибудь планете возле красного карлика возникла простейшая жизнь, то вероятность, что она разовьётся во что-нибудь интересное, несравненно выше, чем у таких недолговечных звёзд, как Солнце. Это связано с тем, что для развития высокоорганизованной жизни требуются миллиарды лет.[источник не указан 817 дней]

Экзопланетыправить | править код

Авторское представление об экзопланете, обращающейся вокруг красного карлика GJ 1214

В 2005 году были обнаружены экзопланеты, обращающиеся вокруг красных карликов. По размеру одна из них сопоставима с Нептуном (около 17 масс Земли). Эта планета обращается на расстоянии всего в 6 миллионов километров от звезды, и поэтому должна иметь температуру поверхности около 150 °C, несмотря на низкую светимость звезды. В 2006 году была обнаружена планета земного типа. Она обращается вокруг красного карлика на расстоянии в 390 миллионов километров и температура её поверхности составляет −220 °C. В 2007 году были обнаружены планеты в обитаемой зоне красного карлика Глизе 581, в 2010 году обнаружена планета в обитаемой зоне у Глизе 876. В 2014 году обнаружена землеразмерная планета Kepler-186f в обитаемой зоне . 22 февраля 2017 года было объявлено об обнаружении семи планет земного типа около красного карлика TRAPPIST-1. Три из них находятся в обитаемой зоне .

Проблемы, связанные с климатом планетправить | править код

Поскольку красные карлики довольно тусклые, то эффективная земная орбита должна быть близкой к звезде. Но планета, расположенная слишком близко к звезде, становится постоянно обращённой к ней одной стороной. Данное явление называется приливным захватом. Оно может вызвать разницу температур в разных полушариях (ночном и дневном), поскольку на дневном полушарии всегда тепло (может быть — очень жарко), а на ночном температура может приближаться к абсолютному нулю. Плотная атмосфера, однако, могла бы обеспечить некоторый перенос тепла на теневое полушарие, но это, в свою очередь, вызовет сильные ветры.

Красные карлики во много крат активнее Солнца (звёздный ветер таких звёзд ненамного слабее, чем у Солнца). Очень мощные вспышки могут быть губительными для возможной жизни на планете. Магнитное поле планеты могло бы отчасти решить эту проблему, становясь барьером для радиации, но у планет с приливным захватом его в большинстве случаев быть не может, т. к. отсутствие вращения планеты означает также отсутствие вращения ядра. Впрочем, роль магнитосферы в защите от космической радиации долгое время оставалась переоценённой, и защитного свойства одной лишь атмосферы могло бы оказаться достаточно .

Формирование

Похожие на луковые слои массивной, эволюционирующей звезды незадолго до коллапса ядра. (Не в масштабе.)

Звёзды, гораздо более массивные, чем Солнце, эволюционируют достаточно сложным образом. В ядре звезды водород синтезируется в гелий с высвобождением тепловой энергии, которая обеспечивает давление расширяющегося газа. Это давление удерживает звезду от гравитационного коллапса или, иными словами, обеспечивает так называемое звёздное или гидростатическое равновесие. Образующийся гелий постепенно накапливается пока температура в ядре ещё недостаточно высока, чтобы начать его горение и синтез новых элементов. В конце концов, когда водород в ядре исчерпывается, энергия от его горения уменьшается и сила тяжести заставляет ядро сжиматься. Это сжатие повышает температуру достаточно для того чтобы инициировать более короткую фазу термоядерной реакции с участием гелия, на которую приходится менее 10% общей продолжительности жизни звезды. У звёзд с менее чем восемью солнечными массами, углерод, образующийся при слиянии гелия, не вступает в реакции синтеза, и звезда постепенно остывает, становясь белым карликом. Белые карлики, если у них есть близкий спутник в виде красного гиганта, могут стать сверхновой типа Ia за счет аккреции материи от своего соседа.

Однако более крупная звезда достаточно массивна для того, чтобы при очередном сжатии, когда уже гелий оказывается исчерпан, углерод в ядре начал вступать в реакции синтеза. Центральные области этих массивных звёзд становятся слоистыми, как лук, по мере того, как в центре накапливаются более тяжёлые атомные ядра: во внешних оболочках водород выгорает в гелий, затем следует слой гелия, превращающегося в углерод через процесс тройной гелиевой реакции и далее идут слои со всё более тяжёлыми элементами. В звезде этот процесс постоянно эволюционирует, претерпевая повторяющиеся стадии: когда термоядерный синтез очередного элемента прекращается, ядро сжимается до тех пор, пока давление и температура не станут достаточными для начала следующего этапа синтеза, останавливающего сжатие.

Этапы превращения элементов ядерным синтезом для звезды с массой в 25 солнечных

Процесс	Основное топливо	Основные продукты	25 Mʘ звезда
Температура(К)	Плотность(г/см3)	Продолжительность
Горение водорода	водород	гелий	7×107	10	107 лет
Тройная гелиевая реакция	гелий	углерод, кислород	2×108	2000	106 лет
Горение углерода	углерод	Ne, Na, Mg, Al	8×108	106	103 лет
Горение неона	неон	O, Mg	1,6×109	107	3 года
Горение кислорода	кислород	Si, S, Ar, Ca	1,8×109	107	0,3 года
Горение кремния	кремний	никель (распадается на железо)	2,5×109	108	5 дней

Общие характеристики

Спектр звезды класса M6V

Красные карлики довольно сильно отличаются от других звёзд. Масса красных карликов не превышает трети солнечной массы (нижний предел массы — 0,0767M_☉, затем идут коричневые карлики). Температура фотосферы красного карлика может достигать 3500 К, что превышает температуру спирали лампы накаливания, поэтому, вопреки своему названию, красные карлики, аналогично лампам, испускают свет не красного, а скорее охристо-желтоватого оттенка. Звезды этого типа испускают очень мало света, иногда в 10 000 раз меньше Солнца. Из-за низкой скорости сгорания водорода красные карлики имеют очень большую продолжительность жизни — от десятков миллиардов до десятков триллионов лет (красный карлик с массой в 0,1 массы Солнца будет гореть 10 триллионов лет). В красных карликах невозможны термоядерные реакции с участием гелия, поэтому они не могут превратиться в красные гиганты. Со временем они постепенно сжимаются и всё больше нагреваются, пока не израсходуют весь запас водородного топлива, и постепенно превращаются в голубые карлики, а затем — в белые карлики с гелиевым ядром. Но с момента Большого взрыва прошло ещё недостаточно времени, чтобы красные карлики смогли сойти с главной последовательности.

Тот факт, что красные карлики остаются на главной последовательности, в то время как другие звезды сходят с неё, позволяет определять возраст звёздных скоплений путём нахождения массы, при которой звёзды вынуждены сойти с главной последовательности. Кроме того, тот факт, что на данный момент не найдено ни одного красного карлика вне главной последовательности, свидетельствует о том, что Вселенная имеет конечный возраст.

Коллапс звезды

Термин «гиперновая» придумал американский астрофизик Стэнфорд Вусли (англ.). Ядро массивной звезды при гравитационном коллапсе превращается в чёрную дыру. Если сколлапсировавшая звезда быстро вращалась, то вокруг чёрной дыры может образоваться массивный аккреционный диск. За счет нейтринного нагрева или под воздействием механизма Бландфорда-Знаека могут быть сформированы два мощных релятивистских джета, выбрасываемые в направлении полюсов вращения умирающей звезды почти со скоростью света. Эти релятивистские струи могут объяснить гамма-всплески, которые иногда наблюдаются при взрывах гиперновых. В последние годы большой объём данных наблюдений гамма-всплесков значительно улучшил наше понимание этих событий, и стало ясно, что в численных моделях коллапса получаются взрывы, которые отличаются от взрывов обычных сверхновых.

Звёзды, способные взорваться как гиперновая, встречаются очень редко, потому что для этого звезда должна быть очень массивной, быстро вращаться и (возможно) иметь сильное магнитное поле. Поэтому гиперновые должны взрываться редко. Предполагается, что в нашей Галактике гиперновая взрывается в среднем один раз в 200 млн лет.

Слово «коллапсар» используется как название гипотетической модели, в которой быстро вращающаяся звезда Вольфа-Райе с массой ядра около 30 солнечных масс формирует вращающуюся чёрную дыру, которая поглощает вещество падающей на неё звёздной оболочки. При этом могут быть сформированы релятивистские джеты с релятивистской скоростью (с фактором Лоренца более 100). Благодаря таким скоростям струйные выбросы коллапсаров могут быть быстрейшими из известных выбросов небесных тел. Таким образом коллапсар, начинаясь как «неудачная» сверхновая, превращается во взрыв гиперновой.

Считается, что коллапсары — основная причина длительных (> 2 секунд) гамма-всплесков. Мощная струя, выбрасываемая вдоль оси вращения чёрной дыры, может сгенерировать направленный поток высокоэнергетического излучения. Наблюдатель может зарегистрировать такую вспышку, если находится вблизи направления релятивистской струи.

В качестве примера коллапсара можно привести необычные сверхновые SN 1998bw (англ.) и SN 2003dh (англ.), связанные с гамма-всплесками GRB 980425 и GRB 030329 соответственно. Звезды были классифицированы как сверхновые типа Ic из-за особенностей их спектра. В радиодиапазоне наблюдались свидетельства наличия релятивистских скоростей при взрыве.

Ещё одним видом гиперновой является сверхновая, нестабильная по отношению к образованию электрон-позитронных пар (англ. pair-instability supernova). В такой сверхновой рождение пар вызывает резкое падение давления в звёздном ядре, что приводит к быстрому частичному коллапсу, который и становится причиной резкого повышения температуры и давления, приводящего к взрывному термоядерному возгоранию и полному взрыву звезды. Сверхновая SN 2006gy была, возможно, первым наблюдавшимся примером такого типа сверхновых. Эта сверхновая наблюдалась в галактике, находящейся в 240 миллионах световых лет (72 млн парсек) от Млечного Пути.

Звездная колыбель

Понятно, что никакого «эфирного вещества» не существует, а звезды образуются из тех же элементов, что и мы сами, — точнее, наоборот, это мы сложены из атомов, созданных ядерным синтезом звезд. На них приходится львиная доля массы вещества Галактики — остается не более нескольких процентов свободного диффузного газа для рождения новых светил. Но это межзвездное вещество распределяется неравномерно, местами образуя сравнительно плотные облака.

Несмотря на довольно низкую температуру (лишь несколько десятков и даже единиц градусов выше абсолютного нуля), здесь происходят химические реакции. И хотя почти всю массу таких облаков по‑прежнему составляют водород и гелий, в них появляются десятки соединений, от углекислого газа и цианида до уксусной кислоты и даже многоатомных органических молекул. В сравнении с довольно примитивным по устройству веществом звезд такие молекулярные облака — это следующая ступенька в эволюции сложности материи. Недооценивать их не стоит: они занимают не больше процента объема диска Галактики, но зато на них приходится около половины массы межзвездного вещества.

Отдельные молекулярные облака могут иметь массу от нескольких солнц до нескольких миллионов. Со временем их строение усложняется, они фрагментируются, образуя довольно сложные по структуре объекты с внешней «шубой» из сравнительно теплого (100 К) водорода и холодными локальными компактными уплотнениями — ядрами — ближе к центру облака. Такие облака живут недолго, вряд ли больше десятка миллионов лет, зато здесь происходят таинства космических масштабов. Мощные, быстрые потоки вещества перемешиваются, закручиваются и собираются все плотнее под действием гравитации, становясь непрозрачными для теплового излучения и нагреваясь. Нестабильной среде такой протозвездной туманности достаточно толчка, чтобы перейти на следующий уровень.«Если гипотеза о сверхновой верна, то она произвела лишь начальный толчок к образованию Солнечной системы и более никакого участия в ее рождении и эволюции не принимала. В этом отношении она не праматерь, а скорее праотец». Дмитрий Вибе

Гиперновая звезда

Гиперновая — редкий тип сверхновой, существенно более яркий и активный, чем обычные сверхновые. Примерами являются 1997ef (тип Ic) и 1997cy (тип IIn). Гиперновые образуются различными способами: релятивистские струи в процессе образования чёрной дыры при возврате материи на ядро нейтронной звезды – модель коллапсара; взаимодействие с плотной оболочкой околозвездной материи — модель CSM (англ.: CircumStellar Material); огромные парно-нестабильные сверхновые; возможны другие модели, такие как двойная и кварковая звезда.

Звёзды с изначальными массами примерно от 25 до 90 масс Солнца имеют ядра достаточно крупные, чтобы после взрыва сверхновой материя возвращалась к ядру нейтронной звезды и формировала чёрную дыру. Во многих случаях это уменьшает яркость сверхновой, а при массе выше 90 M_ʘ звезда превращается непосредственно в чёрную дыру без взрыва сверхновой. Но если прародитель вращается достаточно быстро, падающая материя генерирует релятивистские струи, которые излучают больше энергии, чем первоначальный взрыв. Они также могут быть видны непосредственно, если излучаются в нашу сторону, создавая впечатление ещё более светящегося объекта. В некоторых случаях они могут генерировать гамма-всплески, хотя не все гамма-всплески происходят от сверхновых.

В некоторых случаях сверхновая звезда II типа возникает, когда звезда окружена очень плотным облаком материи, выброшенным, вероятно, во время вспышек голубых переменных. Эта материя ударного взрыва становится более яркой, чем стандартная сверхновая. Вероятно, существует диапазон светимостей для этих сверхновых типа IIn с самой яркой в виде гиперновой.

Парно-нестабильные сверхновые возникают, когда кислородное ядро в чрезвычайно массивной звезде становится достаточно горячим, чтобы гамма-излучение спонтанно порождало электрон-позитронные пары. Это приводит к коллапсу ядра, но когда коллапс железного ядра вызывает эндотермический синтез с более тяжёлыми элементами, коллапс кислородного ядра создаёт стремительный экзотермический синтез, который окончательно разрушает звезду. Выделенная общая энергия зависит от изначальной массы, при этом большая часть ядра преобразуется в 56Ni и выбрасывается, что затем приводит к сверхновой в течение нескольких месяцев. В конце пути звезды с массой около 140 M_ʘ образуют сверхновые, которые являются долгоживущими, но в остальном типичными, в то время как звёзды с наивысшей массой около 250 M_ʘ производят сверхновые чрезвычайно яркие, а также очень долгоживущие, — гиперновые. Более массивные звёзды умирают от фотоядерных превращений. На эту стадию могут попасть только звёзды населения III с очень низкой металличностью. Звёзды с более тяжёлыми элементами более тусклые и сбрасывают свои внешние слои, пока они не станут достаточно маленькими, чтобы взорваться как нормальная сверхновая Ib/c типа. Считается, что даже в нашей галактике слияния старых звёзд с низкой металличностью могут образовывать массивные звёзды, способные превратиться в парно-нестабильную сверхновую.

Кривые блеска для сверхновых II-L типа и II-P типа

Этот график светимости от времени показывает характерные формы кривых блеска для сверхновой звезды типа II-L и II-P.

Спектр сверхновой II типа обычно отображает линии поглощения Бальмера — уменьшенный поток на характерных частотах, где атомы водорода поглощают энергию. Наличие этих линий используется, чтобы отличить эту категорию сверхновой от сверхновой I типа.

Когда яркость сверхновой звезды II типа нанесена на график времени, она показывает характерный пик яркости с последующим снижением. Эти кривые блеска имеют среднюю скорость снижения 0,008 звездной величины в день; значительно ниже, чем скорость снижения сверхновых Ia типа. Тип II подразделяется на два класса, в зависимости от формы кривой блеска. Кривая блеска для сверхновой звезды II-L типа показывает устойчивое линейное снижение после максимальной яркости. Напротив, кривая блеска сверхновой II-P типа имеет своеобразную плоскость (называемое плато) во время спада, когда светимость снижается с меньшей скоростью: 0,0075 величины в день для II-P типа, против 0,012 величины в день для II-L типа.

Считается, что различие в форме кривых блеска вызвано в случае сверхновых II-L типа выбрасыванием большей части водородной оболочки исходной звезды. Фаза плато в сверхновых II-P типа обусловлена изменением непрозрачности внешнего слоя. Ударная волна ионизует водород во внешней оболочке – отгоняет электрон от атома водорода, — что приводит к значительному увеличению непрозрачности. Это предотвращает выход фотонов из внутренних частей взрыва. Когда водород достаточно охлаждается для рекомбинации, внешний слой становится прозрачным.

Типичные красные карлики

• Проксима Центавра — (M5.5 Ve) — расстояние 1,31 пк; светимость — 0,000 072 солнечной;
• Звезда Барнарда — (M5V) — расстояние 1,83 пк; светимость — 0,000 450 солнечной;
• Вольф 359 — (dM6e) — расстояние 2,34 пк; светимость — 0,000 016 солнечной;
• Росс 154 — (dM4e) — расстояние 2,93 пк; светимость — 0,000 380 солнечной;
• Росс 248 — (dM6e) — расстояние 3,16 пк; светимость — 0,000 110 солнечной;
• Росс 128 — (dM5) — расстояние 3,34 пк; светимость — 0,000 080 солнечной;
• Глизе 581 — (M3V) — расстояние 6,27 пк; светимость — 0,013 солнечной;
• TRAPPIST-1 — (M8V) — расстояние 12,10 пк; светимость — 0,000 525 солнечной.

Художественная литература

• Во вселенной «Звёздного пути» система 40 Эридана A является предполагаемым местоположением планеты , дома расы вулканцев. Хотя ни в одном из телевизионных сериалов или кинофильмов место, где находится Вулкан, не называется, и книга «Star Trek: Star Charts» и Джин Родденберри указывают на эту систему. Кроме того, заявление коммандера Такера в сериале «Звёздный путь: Энтерпрайз», что Вулкан находится в 16 световых годах от Земли, подтверждает эту точку зрения, так как расстояние от Солнца до 40 Эридана A составляет 16,45 св. лет.
• В романе Владимира Савченко «За перевалом» рассказывается, что Пятая звездная экспедиция обнаружила астероидный пояс из антивещества в системе белого карлика тройной звезды Омега Эридана (так в тексте). Видимо, имеется в виду 40 Эридана B.
• Последние главы романа И. А. Ефремова «Туманность Андромеды» посвящены подготовке и отправке тридцать восьмой звёздной экспедиции землян, первоначально планировавшейся в систему Омикрон 2 Эридана для изучения белого карлика. Исследование последнего представляется нашим потомкам настолько важным, что от посылки звездолёта в эту систему не отказываются даже после появления более значимых целей — начала освоения двух пригодных для обитания планет, вращающихся вокруг Ахернара (α Эридана), и исследования чужого звездолёта, найденного недалеко от Солнечной системы.
• В рассказе Пол Дж. Макоули «Крысы» (Rats of the System) действие происходит в 40 Эридана. В рассказе используется кратность системы, аппарат искусственного интеллекта занимается астроинженерией: ведет работы, чтобы изменить орбиту красного карлика и столкнуть его с белым карликом[источник не указан 1967 дней].
• В романе Уильяма Кейта «Чёрное вещество» (цикл «Звёздный авианосец»), в системе 40 Эридана А существует землеподобная планета под названием Вулкан. Это большая редкость в космосе, так как жизнь на поверхности Вулкана основана на тех же аминокислотах и сахаридах что и жизнь на Земле.

Развитие представлений о происхождении Солнечной системы

К настоящему времени известны многие гипотезы о происхождении Солнечной системы, в том числе предложенные независимо немецким философом И. Кантом и французским математиком и физиком П. Лапласом:

1. Точка зрения И. Канта заключалась в эволюционном развитии холодной пылевой туманности, входе которого сначала возникло центральное массивное тело – Солнце, а потом родились и планеты.
2. П. Лаплас считал первоначальную туманность газовой и очень горячей, находящейся в состоянии быстрого вращения. Сжимаясь под действием силы всемирного тяготения, туманность вследствие закона сохранения момента импульса вращалась все быстрее и быстрее. Под действием больших центробежных сил от него последовательно отделялись кольца, превращаясь в результате охлаждения и конденсации в планеты.

Несмотря на такое различие между двумя рассматриваемыми гипотезами, обе они исходят от одной идеи – Солнечная система возникла в результате закономерного развития туманности. И поэтому такую идею иногда называют гипотезой Канта–Лапласа.

Английский астроном Хойл утверждает, что Солнце в момент рождения представляло собой сгусток газопылевой туманности, в котором существовало магнитное поле. Вначале он вращался с большой скоростью, а позже из-за влияния магнитного поля его вращение начало снижаться.

Гипотеза Джинса – формирование системы произошло в результате катастрофы. Солнце столкнулось с другой звездой, в результате часть выброшенного в космическое пространство вещества конденсировалось и образовало планеты.

Согласно современным представлениям, планеты солнечной системы образовались из холодного газопылевого облака, окружавшего Солнце миллиарды лет назад. Такая точка зрения наиболее последовательно отражена в гипотезе российского ученого, академика О.Ю. Шмидта.