Богатая история небесных созвездий

Всесильная гравитация

Согласно современной теории эволюции массивные звезды заканчивают свою жизнь колоссальным взрывом, превращающим большую их часть в расширяющуюся газовую туманность. В итоге от гиганта, во много раз превышавшего размерами и массой наше Солнце, остается плотный горячий объект размером около 20 км, с тонкой атмосферой (из водорода и более тяжелых ионов) и гравитационным полем, в 100 млрд. раз превышающим земное. Его и назвали нейтронной звездой, полагая, что он состоит главным образом из нейтронов. Вещество нейтронной звезды самая плотная форма материи (чайная ложка такого суперядра весит около миллиарда тонн). Очень короткий период излучаемых пульсарами сигналов был первым и самым главным аргументом в пользу того, что это и есть нейтронные звезды, обладающие огромным магнитным полем и вращающиеся с бешеной скоростью. Только плотные и компактные объекты (размером всего в несколько десятков километров) с мощным гравитационным полем могут выдерживать такую скорость вращения, не разлетаясь на куски из-за центробежных сил инерции.

Нейтронная звезда состоит из нейтронной жидкости с примесью протонов и электронов. «Ядерная жидкость», очень напоминающая вещество из атомных ядер, в 1014 раз плотнее обычной воды. Это огромное различие вполне объяснимо ведь атомы состоят в основном из пустого пространства, в котором вокруг крошечного тяжелого ядра порхают легкие электроны. Ядро содержит почти всю массу, так как протоны и нейтроны в 2 000 раз тяжелее электронов. Экстремальные силы, возникающие при формировании нейтронной звезды, так сжимают атомы, что электроны, вдавленные в ядра, объединяются с протонами, образуя нейтроны. Таким образом рождается звезда, почти полностью состоящая из нейтронов. Сверхплотная ядерная жидкость, если ее принести на Землю, взорвалась бы, подобно ядерной бомбе, но в нейтронной звезде она устойчива благодаря огромному гравитационному давлению. Однако во внешних слоях нейтронной звезды (как, впрочем, и всех звезд) давление и температура падают, образуя твердую корку толщиной около километра. Как полагают, состоит она в основном из ядер железа.

ВспышкаКолоссальная рентгеновская вспышка 5 марта 1979 года, оказывается, произошла далеко за пределами нашей Галактики, в Большом Магеллановом Облаке спутнике нашего Млечного Пути, находящемся на расстоянии 180 тыс. световых лет от Земли. Совместная обработка гаммавсплеска 5 марта, зафиксированного семью космическими кораблями, позволила достаточно точно определить положение данного объекта, и то, что он находится именно в Магеллановом Облаке, сегодня практически не вызывает сомнений.

Событие, случившееся на данной далекой звезде 180 тыс. лет назад, трудно представить, но вспыхнула она тогда, как целых 10 сверхновых звезд, более чем в 10 раз превысив светимость всех звезд нашей Галактики. Яркая точка в верхней части рисунка это давно и хорошо известный SGR-пульсар, а неправильный контур наиболее вероятное положение объекта, вспыхнувшего 5 марта 1979 года.

Происхождение нейтронной звездыВспышка сверхновой звезды это просто переход части гравитационной энергии в тепловую. Когда в старой звезде заканчивается топливо и термоядерная реакция уже не может разогреть ее недра до нужной температуры, происходит как бы обрушение коллапс газового облака на его центр тяжести. Высвобождающаяся при этом энергия разбрасывает внешние слои звезды во все стороны, образуя расширяющуюся туманность. Если звезда маленькая, типа нашего Солнца, то происходит вспышка и образуется белый карлик. Если масса светила более чем в 10 раз превышает Солнечную, то такое обрушение приводит к вспышке сверхновой звезды и образуется обычная нейтронная звезда. Если же сверхновая вспыхивает на месте совсем большой звезды, с массой 2040 Солнечных, и образуется нейтронная звезда с массой большей трех Солнц, то процесс гравитационного сжатия приобретает необратимый характер и образуется черная дыра.

 Внутренняя структураТвердая корка внешних слоев нейтронной звезды состоит из тяжелых атомных ядер, упорядоченных в кубическую решетку, с электронами, свободно летающими между ними, чем напоминает земные металлы, но только намного более плотные. 

Эволюция состава звезд, отличных от Солнца

На этапе возгорания гелия термоядерные процессы в звезде размеров Солнца заканчиваются. Массы небольших звезд недостаточно для возгорания новообразованных углерода и кислорода — светило должно быть минимум в 5 раз массивнее Солнца, чтобы углерод начал ядерное преобразование.

Цепочка трансформации крупных звезд куда дольше: она доходит вплоть до самого железа. Создаются и элементы потяжелее. У таких звезд уже нет пути назад — они взорвутся сверхновой, оставив по себе черную дыру или нейтронную звезду. Последняя вообще не состоит из привычного для нас физического вещества — звезду наполняет сверхтекучая жидкость, которая настолько плотная, что протоны и электроны в ней слились в незаряженные частицы, нейтроны. Спичечный коробок гиперконцентрированного вещества звезды будет весить сотни миллионов тонн.

Финальная стадия эволюции масссивной звезды в разрезе

Хотя углерод и кислород существуют в звезде одновременно, во время реакций синтеза они создают вещества, распределяющиеся на принципиально разных уровнях звезды. Так, углерод порождает легкие вещества, вроде неона, натрия или магния. Кислород же создает тяжелые неметаллы, наподобие серы или фосфора, или неплотные металлы, как вот алюминий. А вместе с азотом они участвуют в CNO-цикле горения водорода — основном термоядерном процессе в больших звездах Главной последовательности. Там они катализируют ядерное «горение» водорода, делая его возможным при меньшем гравитационном сжатии.

Спектры излучения разных источников света

Интересный факт — один грамм водорода, «сгорающий» во время термоядерного синтеза, дает 98 тысяч киловатт-часов энергии. Для сравнения, один грамм урана в ядерном реакторе дает 22 тысячи кВт/ч, а обычное сжигание водорода — всего 4,4 ватт-часа.

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.

Эволюция нормальных звезд

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.

Процесс образования нейтронной звезды

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).

Главная последовательность

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.

Красный гигант

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.

Особенности протозвезд

Рождающаяся звезда стремится сбросить энергию гравитационного сжатия наружу. Внутри нее развивается конвекционный процесс, а внешние слои интенсивно излучают в инфракрасном, а затем и в оптическом диапазоне, разогревая окружающий газ, что способствует его разрежению. Если происходит формирование звезды большой массы, с высокой температурой, она способна практически полностью «расчистить» пространство вокруг себя. Ее излучение будет ионизировать остаточный газ – так образуются области HII.

Изначально родительский фрагмент облака, безусловно, так или иначе, вращался, а при его сжатии в силу закона сохранения момента импульса происходит ускорение вращения. Если рождается звезда, сопоставимая с Солнцем, окружающий газ и пыль будут продолжать падать на нее в соответствии с моментом импульса, и в экваториальной плоскости образуется протопланетный аккреционный диск. Из-за высокой скорости вращения горячий, частично ионизированный газ из внутренней области диска выбрасывается протозвездой в виде полярных струйных течений со скоростью в сотни километров в секунду. Эти струи, сталкиваясь с межзвездным газом, формируют ударные волны, видимые в оптической части спектра. На сегодняшний день таких феноменов – объектов Хербига–Аро – открыто уже несколько сотен.

Горячие протозвезды, близкие по массе к Солнцу (известны как звезды типа T Тельца), демонстрируют хаотические изменения блеска и высокую светимость, связанную с большим радиусом, ведь они еще продолжают сжиматься.

ÐдеалÑÐ½Ð°Ñ Ð¿ÑакÑика Ð´Ð»Ñ Ð»Ñбой женÑинÑ!

С данной гимнаÑÑикой познакомилаÑÑ Ð¾ÐºÐ¾Ð»Ð¾ 6 Ð»ÐµÑ Ð½Ð°Ð·Ð°Ð´, ÑлÑÑайно наÑкнÑлаÑÑ Ð² инÑеÑнеÑе. ÐовеÑием пÑониклаÑÑ ÑÑазÑ, но пÑежде Ñем наÑаÑÑ Ð·Ð°Ð½Ð¸Ð¼Ð°ÑÑÑÑ, около двÑÑ Ð¼ÐµÑÑÑев внимаÑелÑно изÑÑала ÐÐ ÑообÑеÑÑво, поÑвÑÑенное гимнаÑÑике и оÑзÑÐ²Ñ Ð² инÑеÑнеÑе. ÐонаÑÐ°Ð»Ñ Ð·Ð°Ð½Ð¸Ð¼Ð°Ð»Ð°ÑÑ ÐºÐ°Ð¶Ð´Ñй денÑ, пока не запомнила вÑе ÑпÑажнениÑ. ÐоÑле пеÑвого занÑÑÐ¸Ñ Ð²Ñе Ñело болело и нÑло, но боли бÑÑÑÑо пÑоÑли. ХоÑÑ Ñ Ð·Ð°Ð½Ð¸Ð¼Ð°Ð»Ð°ÑÑ Ð½Ðµ ÑегÑлÑÑно, ÑезÑлÑÑÐ°Ñ Ð±Ñл налиÑо. Ðо ÑÐ¸Ñ Ð¿Ð¾Ñ Ð¿Ð¾Ð¼Ð½Ñ ÐºÐ°Ðº поÑле ÑÑеÑÑего занÑÑÐ¸Ñ Ð¿ÑоизоÑло ÑÑо-Ñо невеÑоÑÑное Ñ Ð¼Ð¾ÐµÐ¹ Ñпиной. Я пеÑеÑÑала ÑÑÑÑлиÑÑÑÑ!!! РанÑÑе вÑегда пÑиÑодилоÑÑ ÑледиÑÑ Ð·Ð° Ñобой и пÑилагаÑÑ ÑÑилиÑ, ÑÑоб деÑжаÑÑ ÑÐ¿Ð¸Ð½Ñ Ñовно. Рв ÑÐ¾Ñ Ð¼Ð¾Ð¼ÐµÐ½Ñ Ð²Ñе бÑло наÑÑолÑко еÑÑеÑÑвенно и без напÑÑжениÑ, ÑÑо Ð´Ð»Ñ Ð¼ÐµÐ½Ñ ÑÑо бÑло каким-Ñо ÑÑдом. ÐоÑом поÑÑепенно заÑÑнÑли ÑÑÑиннÑе дела, иногда пÑоÑÑо бÑло ленÑ, и конеÑно Ñпина веÑнÑлаÑÑ Ð² пÑежнее ÑоÑÑоÑние. Ðо оÑÑÑение, ÑÑо Ñпина Ð¼Ð¾Ð¶ÐµÑ Ð±ÑÑÑ Ñовной и ÑаÑкÑепоÑенной Ñама по Ñебе оÑÑалиÑÑ Ñ Ð¼ÐµÐ½Ñ Ð½Ð° вÑÑ Ð¶Ð¸Ð·Ð½Ñ. Ð ÑеÑении ÑÑÐ¸Ñ 6 Ð»ÐµÑ Ð¾ÑÐµÐ½Ñ Ð¼Ð½Ð¾Ð³Ð¾ Ñаз наÑинала занимаÑÑÑÑ Ñнова, опÑÑÑ Ð±ÑоÑала. ÐанимаÑÑÑÑ Ð±Ð¾Ð»ÐµÐµ меÑÑÑа Ñ Ð¼ÐµÐ½Ñ Ð½Ð¸ÐºÐ°Ðº не полÑÑалоÑÑ, вÑегда наÑодилиÑÑ Ð¾Ð¿ÑÐ°Ð²Ð´Ð°Ð½Ð¸Ñ Ð´Ð»Ñ ÑобÑÑвенной лени. Ðо Ð²Ð¾Ñ ÑейÑаÑ, пеÑед пÑиближением ÑоÑокового Ð´Ð½Ñ ÑÐ¾Ð¶Ð´ÐµÐ½Ð¸Ñ Ð¾ÑÑÑила оÑобÑÑ ÑÑÐ³Ñ Ðº занÑÑиÑм, пÑиÑло более глÑбокое понимание данной пÑакÑики. Снова наÑала занимаÑÑÑÑ Ð¸ дÑмаÑ, ÑÑо ÑепеÑÑ Ñже не бÑоÑÑ. ÐÑжно оÑÐµÐ½Ñ Ð²Ð½Ð¸Ð¼Ð°ÑелÑно изÑÑиÑÑ ÐºÐ°Ð¶Ð´Ð¾Ðµ ÑпÑажнение, оÑобое внимание ÑделиÑÑ Ð±Ð°Ð·Ð¾Ð²Ñм ÑÑойкам. Ðе ÑоÑопиÑеÑÑ, вÑполнÑйÑе каждое ÑпÑажнение макÑималÑно ÑаÑÑлабленно и ÑоÑÑедоÑоÑенно, ÑледиÑе за дÑÑанием. ÐекоÑоÑÑе девÑÑки бÑоÑаÑÑ Ð·Ð°Ð½Ð¸Ð°Ð¼Ð°ÑÑÑÑ Ð¿Ñи поÑвлении гоÑмоналÑного диÑбаланÑа. Я на ÑÑо пÑоÑенÑов ÑвеÑена, ÑÑо ÑÑо вÑеменное Ñвление, Ñак ÑказаÑÑ Ð¿ÐµÑеломнÑй моменÑ, пÑоÑÑо Ñело Ð¾Ð¶Ð¸Ð²Ð°ÐµÑ Ð¸ на повеÑÑноÑÑÑ Ð²ÑÑодÑÑ Ð²Ñе ÑкÑÑÑÑе пÑоблемÑ. РконеÑно же не нÑжно пÑинимаÑÑ Ð³Ð¸Ð¼Ð½Ð°ÑÑÐ¸ÐºÑ ÐºÐ°Ðº панаÑÐµÑ Ð¾Ñ Ð²ÑÐµÑ Ð±ÐµÐ´ и болезней. Рмоем ÑлÑÑае не бÑло Ð½Ð¸ÐºÐ°ÐºÐ¸Ñ Ð³Ð¾ÑмоналÑнÑÑ Ð±ÑÑÑ, а Ð²Ð¾Ñ Ð¼ÐµÑÑÑнÑе ÑÑали пÑоÑодиÑÑ Ð°Ð±ÑолÑÑно незамеÑно, ÑÑо ÑакÑ! Тело ÑÑановиÑÑÑ Ð¿Ð¾Ð´ÑÑнÑÑÑм, ÑнеÑгии ÑваÑÐ°ÐµÑ Ð½Ð° веÑÑ Ð´ÐµÐ½Ñ. СейÑÐ°Ñ Ð¶Ð°Ð»ÐµÑ ÑолÑко о Ñом, ÑÑо занималаÑÑ Ð²Ñе ÑÑи ÑеÑÑÑ Ð»ÐµÑ Ð½ÐµÑегÑлÑÑно и ÑпÑÑÑила ÑÑолÑко вÑемени! ÐÐ¾Ð´Ð²ÐµÐ´Ñ ÐºÑаÑкий иÑог: занимаÑÑÑÑ Ð½Ñжно ÑегÑлÑÑно, пÑÐµÐ¾Ð´Ð¾Ð»ÐµÐ²Ð°Ñ ÑобÑÑвеннÑÑ Ð»ÐµÐ½Ñ. Ðой позвоноÑник ÑейÑÐ°Ñ ÑÑвÑÑвÑÐµÑ ÑÐµÐ±Ñ Ð¿ÑекÑаÑно. Также гимнаÑÑика ÑÑала Ð´Ð»Ñ Ð¼ÐµÐ½Ñ ÑаблеÑкой Ð¾Ñ Ð³Ð¾Ð»Ð¾Ð²Ð½Ð¾Ð¹ боли, минÑÑ ÑеÑез деÑÑÑÑ Ð¿Ð¾Ñле занÑÑий Ð±Ð¾Ð»Ñ ÑÑÐ¾Ð´Ð¸Ñ ÐºÐ°Ðº бÑдÑо ее и не бÑло. ÐÐµÐ»Ð°Ñ Ð²Ñем женÑинам подÑÑжиÑÑÑÑ Ñ ÑÑой замеÑаÑелÑной меÑодикой!

ÐоÑÑоинÑÑва

• ÐÑпÑавлÑÑеÑÑ Ð¾Ñанка
• ÐÑÑезаÑÑ Ð±Ð¾Ð»Ð¸
• Ðожно делаÑÑ ÑамоÑÑоÑÑелÑно
• Ðе ÑÑебÑÐµÑ Ð¼Ð½Ð¾Ð³Ð¾ вÑемени
• ÐÑиÑÑно ÑелÑ
• РаÑÑлаблÑеÑ

ÐедоÑÑаÑки

ТÑебÑÐµÑ ÑегÑлÑÑноÑÑи

С в е Ñ Ð» а н аÑекомендÑеÑ

Где звезды берут энергию и чем “питается” Солнце?

За счет чего звезды расходуют такие чудовищные количества энергии?  Чем “питается” само Солнце? Не смотря на гигантские размеры звезд, их энергия должна пополняться, ибо «вечного двигателя» в природе не существует.

Какой мощи должна быть эта энергия, что её хватает на миллиарды лет? Хороший вопрос, учитывая, что подсчитано: если бы Солнце состояло из лучшего угля, то, получай оно для этого в достаточном количестве кислород, полностью сгорело бы примерно за 1500 лет.

Некогда существовало мнение, что энергия Солнца поддерживается падением на него метеоритов. Их энергия превращается при падении в теплоту, поддерживающую излучение Солнца. Такой способ питания помог бы Солнцу не больше, чем нам, если бы мы вздумали вскипятить бочку воды, ставя на ее крышку горячие утюги.

Кроме того, метеоритов должно было бы сыпаться на Солнце невероятно много, и они так быстро увеличивали бы массу Солнца, что это было бы заметно.

Может быть, тогда, энергия Солнца пополняется за счет его сжатия, то есть постоянного уменьшения в размерах? Звучит логично, ведь при сжатии, энергия тяготения к центру переходила бы в энергию тепловую. Но и эта теория разбилась о математику.

Было вычислено, что даже если бы Солнце было некогда бесконечно большим, чем сейчас, то и в этом случае его сжатия до современного размера хватило бы на поддержание энергии всего лишь в течение 20 миллионов лет. Между тем доказано, что земная кора существует и освещается Солнцем гораздо дольше – как минимум 4,5 миллиарда лет. Сжатие может иметь и наверное имеет место, но не оно служит главным источником солнечной энергии.

Наше Солнце – громадный ядерный реактор и его топлива хватит ещё на 10 миллиардов лет

Тогда, возможно, недра звезд состоят из радиоактивных элементов, таких, как торий, уран и радий? Распадаясь, эти элементы выделяют теплоту. Но, если бы Солнце целиком состояло из радия, то оно излучало бы больше энергии, чем действительное Солнце! Тем более, что при большой начальной расточительности, неизбежной при радиоактивном распаде, интенсивность его излучения спадала бы слишком быстро. Радий не мог бы поддерживать наше Солнце так долго, как это необходимо. Допустить же существование тяжелых, сверх-радиоактивных элементов (неизвестных на Земле), да еще сгустившихся в недрах Солнца, современная физика и теория внутреннего строения звезд не позволяют.

Ответ на этот вопрос дала людям ядерная физика.

Вас может заинтересовать

• Сколько звезд на небе видно без бинокля и телескопа?
• Звезда Немезида – сестра Солнца (которую никто не видел!)
• Как измеряют расстояния до звезд?
• Рождение и этапы эволюции звезд
• Строение спиральной галактики

Солнцу повезло?

Итак, 4 с половиной миллиарда лет назад, когда Солнце только стало полноценной звездой, оно состояло из того же материала, что и вся Вселенная — трех четвертей водорода, одной четверти гелия, и пятидесятой части примесей металлов. Благодаря особой конфигурации этих добавок, энергия Солнца стала подходящей для наличия жизни в его системе.

Под металлами не подразумевается только никель, железо или золото — астрономы называют металлами все, что отличается от водорода и гелия. Туманность, из которой по теории сформировалось Солнце, была сильно металлизирована — она состояла из остатков сверхновых звезд, которые стали источником тяжелых элементов во Вселенной. Звезды, чьи условия зарождения были схожи с Солнечными, называются звездами населения I. Такие светила составляют большую часть нашей галактики.

Карта продуктов звездных ядерных реакций. Смотреть в полном размере.

Мы уже знаем, что благодаря 2% металлов в содержании Солнца оно горит медленнее — это обеспечивает не только долгую «жизнь» звезде, но и равномерную подачу энергии — важные для зарождения жизни на Земле критерии. Кроме того, раннее начало термоядерной реакции поспособствовало тому, что не все тяжелые вещества были поглощены младенцем-Солнцем — в итоге сумели зародиться и полностью сформироваться существующие нынче планеты.

К слову, Солнце могло гореть немногим тусклее — пусть и маленькую, но все же значимую часть металлов забрали у Солнца газовые гиганты. В первую очередь стоит выделить Юпитер, немало изменивший в Солнечной системе. Влияние планет на состав звезд было доказано в процессе наблюдений за тройной звездной системой 16 Лебедя. Там есть две звезды, похожие на Солнце, и возле одной из них нашли газовый гигант, масса которого минимум в 1,6 раза больше Юпитера. Металлизация этой звезды оказалась существенно ниже ее соседки.

ЧеÑнÑе дÑÑÑ Ð¸ дÑÑгие обÑекÑÑ Ð³Ð»Ñбокого коÑмоÑа

ÐÑли маÑÑа нейÑÑонной Ð·Ð²ÐµÐ·Ð´Ñ Ð¿ÑевÑÑÐ°ÐµÑ 3 маÑÑÑ Ð¡Ð¾Ð»Ð½Ñа, никакое давление веÑеÑÑва не Ð¼Ð¾Ð¶ÐµÑ Ð¿ÑоÑиводейÑÑвоваÑÑ Ñилам гÑавиÑаÑии, и звезда иÑÑÐµÐ·Ð°ÐµÑ Ð¿Ð¾Ð´ гоÑÐ¸Ð·Ð¾Ð½Ñ â обÑазÑеÑÑÑ ÑеÑÐ½Ð°Ñ Ð´ÑÑа. ÐейÑÑоннÑе Ð·Ð²ÐµÐ·Ð´Ñ (пÑлÑÑаÑÑ Ð¸ ÑеÑнÑе дÑÑÑ) оÑноÑÑÑÑÑ Ðº обÑекÑам глÑбокого коÑмоÑа, коÑоÑÑе наÑодÑÑÑÑ Ð·Ð° пÑеделами ÑолнеÑной ÑиÑÑемÑ. Там же ÑÑÑеÑÑвÑÑÑ Ð¸ дÑÑгие обÑекÑÑ, Ñоже оÑноÑÑÑиеÑÑ Ðº понÑÑÐ¸Ñ Ð³Ð»Ñбокий коÑмоÑ: ÑкзопланеÑÑ, ÑÑманноÑÑи, звезднÑе ÑкоплениÑ, квазаÑÑ, галакÑики, ÑÐµÐ¼Ð½Ð°Ñ ÑнеÑÐ³Ð¸Ñ Ð¸ ÑÐµÐ¼Ð½Ð°Ñ Ð¼Ð°ÑеÑиÑ. ÐÑе ÑÑи обÑекÑÑ Ð¿ÑиÑÑгиваÑÑ Ð±Ð¾Ð»ÑÑой инÑеÑÐµÑ Ñо ÑÑоÑÐ¾Ð½Ñ ÑÑенÑÑ. ÐезÑÑловно, изÑÑение небеÑнÑÑ ÑвеÑил, оÑобенно обÑекÑов глÑбокого коÑмоÑа, оÑÐµÐ½Ñ Ð¸Ð½ÑеÑеÑно и важно Ð´Ð»Ñ ÑазвиÑÐ¸Ñ Ð°ÑÑÑономии как наÑки и ÑеализаÑии важнейÑÐ¸Ñ Ð½Ð°ÑÑнÑÑ Ð¿ÑоекÑов.

Старение звезды и изменение состава

Со временем термоядерные реакции внутри звезд постепенно изменяют их состав. Главной и самой простой реакцией синтеза, который протекает в большинстве звезд во Вселенной, и в нашем Солнце в том числе, является протон-протонный цикл. В нем четыре атома водорода сливаются воедино, образуя в итоге один атом гелия и очень большой выход энергии — до 98% общей энергии звезды.

Такой процесс называется еще «горением» водорода: в Солнце «сгорает» до 4 миллионов тонн водорода ежесекундно.

Изменение состава на примере Солнца

Количество гелия в ядре Солнца будет увеличиваться; соответственно, будет расти объем ядра звезды. Из-за этого увеличится площадь термоядерной реакции, а вместе с ней — интенсивность свечения и температура Солнца. Через 1 миллиард лет (в возрасте 5,6 млрд лет) энергия звезды вырастет на 10%. В возрасте 8 миллиардов лет (через 3 млрд лет от сегодняшнего дня) солнечное излучение составит 140% от современного.

Рост интенсивности протон-протонной реакции сильно отразится на составе звезды — водород, мало затронутый с момента рождения, станет сгорать куда быстрее. Нарушится баланс между оболочкой Солнца и его ядром — водородная оболочка станет расширяться, а гелиевое ядро, наоборот, сужаться. В возрасте 11 миллиардов лет сила излучения из ядра звезды станет слабее сжимающей его гравитации — греть ядро теперь станет именно растущее сжатие.

Существенные изменения в составе звезды произойдут еще через миллиард лет, когда температура и сжатие ядра Солнца вырастет настолько, что запустится следующая стадия термоядерной реакции — «горение» гелия.

В итоге реакции, атомные ядра гелия сначала сбиваются вместе, превращаясь в нестабильную форму бериллия, а затем в углерод и кислород. Сила этой реакции невероятно велика — когда будут зажигаться нетронутые островки гелия, Солнце будет вспыхивать до 5200 раз ярче, чем сегодня!

Во время этих процессов ядро Солнца будет продолжать накаляться, а оболочка расширится до границ орбиты Земли и значительно остынет — ибо чем больше площадь излучения, тем больше энергии теряет тело. Пострадает и масса светила: потоки звездного ветра будут уносить остатки гелия, водорода и новообразованных углерода с кислородом в далекий космос.

Так наше Солнце превратится в красного гиганта. Полностью завершится развитие светила тогда, когда оболочка звезды окончательно истощится, и останется только плотное, горячее и маленькое ядро — белый карлик. Оно медленно будет остывать миллиардами лет.

Изменение состава звезд-гигантов

Цепочка трансформации крупных звезд куда дольше: она доходит вплоть до самого железа. Создаются и элементы потяжелее. У таких звезд уже нет пути назад — они взорвутся сверхновой, оставив по себе черную дыру или нейтронную звезду.

Хотя углерод и кислород существуют в звезде одновременно, во время реакций синтеза они создают вещества, распределяющиеся на принципиально разных уровнях звезды.

Так, углерод порождает легкие вещества, вроде неона, натрия или магния.

Кислород же создает тяжелые неметаллы, наподобие серы или фосфора, или неплотные металлы, как вот алюминий. А вместе с азотом они участвуют в CNO-цикле горения водорода — основном термоядерном процессе в больших звездах Главной последовательности.

Термоядерные реакции

Звезду можно представить как гигантский ядерный очаг. Термоядерная реакция внутри нее превращает водород в гелий в ходе слияния (синтеза) ядер водорода, благодаря чему рождается столь необходимая для звезды энергия. Атомные ядра водорода — протоны — объединяются в ядра атомов гелия с двумя нейтронами. Однако протоны — электрически заряженные элементарные частицы, которые при приближении отталкиваются друг от друга. Так что из двух протонов новое ядро не построишь. Нужен какой-то элемент, причем более крепкий, чем силы электрического отталкивания. Эту роль в атомных ядрах играет другая ядерная частица — нейтрон.

Ядро обычного атома водорода имеет всего один протон. Но у его разновидностей — дейтерия и трития — в ядрах кроме одного протона имеется и нейтрон: у дейтерия один, а у трития два. Оба они также присутствуют в недрах звезд.

Атом дейтерия соединяется с атомом трития, образуя атом гелия и свободный нейтрон. Именно из гелия и формируется ядро звезды. В нем также содержатся более тяжелые химические элементы (например, железо), которые были захвачены из «материнской» туманности или же образуются во время термоядерных реакций. В результате этого процесса высвобождается огромное количество энергии.

Скорость протекания ядерного синтеза пропорциональна массе звезды в четвертой степени. Это значит, что если масса одной звезды больше массы второй в два раза, то на первой ядерное топливо горит в 16 раз (2 в четвертой степени) раз быстрее.

Следовательно, массивные звезды сгорают быстрее. Самые тяжелые сжигают весь водород за несколько сотен тысяч лет, а легкие красные звезды могут «тлеть» несколько миллиардов лет.

Если говорить о возрасте, то молодыми считаются звезды очень большой массы и очень высокой светимости, то есть те, которые излучают энергии во много раз больше, чем Солнце. Они гораздо моложе нашего светила, потому что столь интенсивно теряют энергию, что в состоянии существовать только сравнительно короткое по астрономическим масштабам время. Недавно возникшие звезды — это, прежде всего, гигантские горячие звезды голубоватого цвета, так называемые голубые сверхгиганты.

• Звездные карты: как найти объект на небе
• Красные гиганты, белые карлики, пульсары
• Нейтронные звезды, или пульсары

Поделиться ссылкой

ÐолÑÑÐ°Ñ ÐедведиÑа: из ÐºÐ°ÐºÐ¸Ñ Ð·Ð²ÐµÐ·Ð´ ÑоÑÑÐ¾Ð¸Ñ Ñозвездие и как оно обÑазовалоÑÑ?

ÐÐ²ÐµÐ·Ð´Ð½Ð°Ñ ÐедведиÑа Ñоже извеÑÑна Ñ Ð´ÑевноÑÑи. ÐÑеки ÑÑиÑали ÐµÑ Ð½Ð¸Ð¼Ñой ÐаллиÑÑо, ÑпÑÑниÑей ÐÑÑемидÑ, возлÑбленной ÐевÑа, навлекÑей на ÑÐµÐ±Ñ Ð³Ð½ÐµÐ² богини. Ðна наÑÑÑила пÑавила ÑпÑÑÐ½Ð¸Ñ ÐÑÑемидÑ, и ÐµÑ Ð¿ÑевÑаÑили в медведиÑÑ, а бÐÐ¾Ð³Ð¸Ð½Ñ Ð½Ð°ÑÑавила на Ð½ÐµÑ Ñобак. ÐевÑ, ÑпаÑÐ°Ñ Ð²Ð¾Ð·Ð»ÑбленнÑÑ, вознÑÑ ÐµÑ Ð½Ð° небо. ХоÑÑ Ð³Ð¾Ð²Ð¾ÑÑÑ Ð¸ о Ñом, ÑÑо ÑÑо Ñам ÐÐµÐ²Ñ Ð¿ÑевÑаÑил ÐаллиÑÑо в медведиÑÑ, ÑкÑÑÐ²Ð°Ñ Ð¸Ð·Ð¼ÐµÐ½Ñ Ð¾Ñ Ñвоей ÑевнÑÑÑей женÑ. ÐÑÑемида ÑÑÑÑоила на медведиÑÑ Ð¾ÑоÑÑ Ð¿Ð¾ оÑибке или по наÑÑÐµÐ½Ð¸Ñ Ð´Ð¾Ð³Ð°Ð´Ð»Ð¸Ð²Ð¾Ð¹ ÐеÑÑ. РобÑем, иÑÑоÑÐ¸Ñ Ð·Ð°Ð¿ÑÑаннаÑ, Ñак как возможно, ÑÑо ÐеÑа, мÑÑÑ Ð·Ð° изменÑ, пÑевÑаÑила ÐаллиÑÑо в Ñозвездие. ÐÑоÑÑ Ð¶Ðµ на медведиÑÑ Ð¿Ð¾ оÑибке ÑÑÑÑоил ÐÑкад, ÑÑн ÐаллиÑÑо. ÐÑÑÑ Ð¸ дÑÑгие иÑÑоÑии пÑо малÑÑ Ð¼ÐµÐ´Ð²ÐµÐ´Ð¸ÑÑ, пÑо младенÑа ÐевÑа и его нÑÐ½Ñ Ð¼ÐµÐ´Ð²ÐµÐ´Ð¸Ñ, ÑкÑÑвавÑиÑÑÑ Ð¾Ñ ÐÑона. Ðо Ñак или инаÑе, Ð¼Ñ Ð½Ð°Ð±Ð»Ñдаем за ÐолÑÑой ÐедведиÑей, ÐµÑ ÐºÑаÑоÑой и загадкой, ÑвÑзанной Ñ ÐµÑ Ð¿Ð¾Ñвлением.

ÐнÑеÑеÑно, из ÐºÐ°ÐºÐ¸Ñ Ð·Ð²ÐµÐ·Ð´ ÑоÑÑÐ¾Ð¸Ñ ÐолÑÑÐ°Ñ ÐедведиÑа и где ÐµÑ Ð½Ð°Ð±Ð»ÑдаÑÑ? ЭÑо Ñозвездие ÑоÑоÑо видно в ÑÑÐµÐ´Ð½Ð¸Ñ ÑиÑоÑаÑ. ÐдеÑÑ Ð¾Ð½Ð¾ оÑноÑиÑÑÑ Ðº незаÑодÑÑим. Ðа небе видно ÑÐµÐ¼Ñ Ð½Ð°Ð¸Ð±Ð¾Ð»ÐµÐµ ÑÑÐºÐ¸Ñ Ð·Ð²ÐµÐ·Ð´ â ÐºÐ¾Ð²Ñ Ñ ÑÑÑкой. ÐÑ Ð¾ÑÐµÐ½Ñ Ð»ÐµÐ³ÐºÐ¾ ÑвидеÑÑ Ð¸ оÑлиÑиÑÑ Ð¾Ñ Ð´ÑÑгиÑ. ÐÐ²ÐµÐ·Ð´Ñ Ð¾ÑноÑÑÑÑÑ Ðº каÑегоÑии вÑоÑой велиÑинÑ. СÑеди Ð½Ð¸Ñ Ñлабее ÑолÑко веÑÑнÑÑ Ð»ÐµÐ²Ð°Ñ Ð·Ð²ÐµÐ·Ð´Ð° Ñак назÑваемого ковÑа.