Содержание
- Формирование Протостар
- Термоядерная Искра Жизни
- Жизненный цикл маленькой звезды: главная последовательность
- Post-Main Sequence - Золотые годы
- Солнечные звезды расширяются, чтобы стать планетарными туманностями
- Что осталось, это белый карлик
- Масса влияет на жизненный цикл
Звезды действительно рождаются из звездной пыли, и поскольку звезды - это фабрики, которые производят все тяжелые элементы, наш мир и все, что в нем есть, также происходит из звездной пыли.
Его облака, состоящие в основном из молекул газообразного водорода, плавают в невообразимой холодности пространства, пока гравитация не заставит их упасть на себя и образовать звезды.
Все звезды созданы равными, но, как и люди, они бывают разных вариаций. Основным фактором, определяющим характеристики звезды, является количество звездной пыли, вовлеченной в ее формирование.
Некоторые звезды очень большие, и у них короткая, захватывающая жизнь, в то время как другие настолько малы, что им едва хватило массы, чтобы стать звездой, и у них чрезвычайно долгая жизнь. Жизненный цикл звезды, как объясняют НАСА и другие космические власти, сильно зависит от массы.
Звезды размером примерно с наше Солнце считаются маленькими звездами, но они не такие маленькие, как красные дварфы, масса которых примерно вдвое меньше массы Солнца, и они настолько близки к вечности, насколько может получить звезда.
Жизненный цикл такой маломассивной звезды, как Солнце, которая классифицируется как звезда главной последовательности G-типа (или желтый карлик), длится около 10 миллиардов лет. Хотя звезды такого размера не становятся сверхновыми, они заканчивают свою жизнь драматическим образом.
Формирование Протостар
Гравитация, таинственная сила, которая держит наши ноги приклеенными к земле и планеты вращаются по своим орбитам, ответственна за формирование звезд. Внутри облаков межзвездного газа и пыли, которые плавают вокруг Вселенной, гравитация объединяет молекулы в маленькие комки, которые вырываются из своих родительских облаков, превращаясь в протозвезды. Иногда коллапс ускоряется космическим событием, таким как сверхновая.
Благодаря своей увеличенной массе протозвезды способны привлекать больше звездной пыли. Сохранение импульса приводит к тому, что коллапсирующее вещество образует вращающийся диск, и температура увеличивается из-за увеличения давления и кинетической энергии, выделяемой молекулами газа, притягивающимися к центру.
Считается, что некоторые протозвезды существуют в туманности Ориона и в других местах. Очень молодые слишком расплывчаты, чтобы быть видимыми, но в конечном итоге они становятся непрозрачными по мере слияния. Когда это происходит, накопление вещества задерживает инфракрасное излучение в ядре, что дополнительно повышает температуру и давление, в конечном итоге предотвращая попадание большего количества вещества в ядро.
Однако оболочка звезды продолжает притягивать материю и расти, пока не произойдет нечто невероятное.
Термоядерная Искра Жизни
Трудно поверить, что гравитация, которая является сравнительно слабой силой, может ускорить цепочку событий, которая приводит к термоядерной реакции, но это то, что происходит. По мере того как протозвезда продолжает нарастать, вещество в ядре становится настолько интенсивным, что водород начинает сливаться с гелием, и протозвезда становится звездой.
Появление термоядерной активности создает сильный ветер, который пульсирует от звезды вдоль оси вращения. Материал, циркулирующий по периметру звезды, выбрасывается этим ветром. Это фаза образования звезд Т-Таури, которая характеризуется активной поверхностной активностью, включая вспышки и извержения. Звезда может потерять до 50 процентов своей массы во время этой фазы, которая для звезды размером с Солнце длится несколько миллионов лет.
В конце концов, материал по периметру звезд начинает рассеиваться, и то, что остается, объединяется в планеты. Солнечный ветер стихает, и звезда оседает в период стабильности на главной последовательности. В течение этого периода внешняя сила, генерируемая реакцией синтеза водорода с гелием, происходящей в ядре, уравновешивает внутреннее притяжение гравитации, и звезда не теряет и не получает материю.
Жизненный цикл маленькой звезды: главная последовательность
Большинство звезд на ночном небе являются звездами главной последовательности, потому что этот период является самым длинным за всю жизнь любой звезды. Находясь на главной последовательности, звезда сливает водород в гелий, и это продолжается до тех пор, пока не закончится водородное топливо.
Реакция синтеза происходит быстрее у массивных звезд, чем у более мелких, поэтому массивные звезды горят горячее, с белым или синим светом, и горят в течение более короткого времени. В то время как звезда размером с Солнце прослужит 10 миллиардов лет, сверхмассивный синий гигант может просуществовать всего 20 миллионов.
В целом, два типа термоядерных реакций происходят в звездах главной последовательности, но в более мелких звездах, таких как солнце, происходит только один тип: протон-протонная цепь.
Протоны - это ядра водорода, и в ядре звезды они движутся достаточно быстро, чтобы преодолеть электростатическое отталкивание и сталкиваются, образуя ядра гелия-2, высвобождая v-нейтрино и позитрон в процессе. Когда другой протон сталкивается с новообразованным гелием-2 ядро, они сливаются в гелий-3 и выделяют гамма-фотон. Наконец, два ядра гелия-3 сталкиваются, образуя одно ядро гелия-4 и еще два протона, которые продолжают цепную реакцию, так что в целом протон-протонная реакция потребляет четыре протона.
Одна субцепь, возникающая в основной реакции, производит бериллий-7 и литий-7, но это переходные элементы, которые после столкновения с позитроном объединяются, чтобы создать два ядра гелия-4. Другая подцепь производит бериллий-8, который нестабилен и самопроизвольно расщепляется на два ядра гелия-4. На эти подпроцессы приходится около 15 процентов общего производства энергии.
Post-Main Sequence - Золотые годы
Золотые годы в жизненном цикле человека - это те, в которых энергия начинает угасать, и то же самое относится и к звезде. Золотые годы для звезды с малой массой наступают, когда звезда поглощает все водородное топливо в своем ядре, и этот период также известен как пост-главная последовательность. Реакция синтеза в ядре прекращается, и внешняя гелиевая оболочка разрушается, создавая тепловую энергию, поскольку потенциальная энергия в разрушающейся оболочке преобразуется в кинетическую энергию.
Из-за дополнительного нагрева водород в оболочке начинает снова плавиться, но на этот раз реакция выделяет больше тепла, чем когда это происходило только в ядре.
Слияние слоя водородной оболочки выталкивает края звезды наружу, а внешняя атмосфера расширяется и охлаждается, превращая звезду в красного гиганта. Когда это произойдет с Солнцем примерно через 5 миллиардов лет, оно расширится на половину расстояния до Земли.
Расширение сопровождается повышением температуры в ядре по мере того, как все больше гелия сбрасывается в результате реакций синтеза водорода, происходящих в оболочке. Он становится настолько горячим, что в ядре начинается слияние гелия с образованием бериллия, углерода и кислорода, и как только начинается эта реакция (так называемая гелиевая вспышка), она быстро распространяется.
После того, как гелий в оболочке исчерпан, ядро маленькой звезды не может генерировать достаточно тепла, чтобы сплавить более тяжелые элементы, которые были созданы, и оболочка, окружающая ядро, снова разрушается. Этот коллапс генерирует значительное количество тепла - достаточно, чтобы начать синтез гелия в оболочке - и новая реакция начинает новый период расширения, в течение которого радиус звезд увеличивается в 100 раз по сравнению с его первоначальным радиусом.
Когда наше солнце достигнет этой стадии, оно расширится за пределы орбиты Марса.
Солнечные звезды расширяются, чтобы стать планетарными туманностями
Любая история жизненного цикла звезды для детей должна включать объяснение планетарных туманностей, потому что они являются одними из самых ярких явлений во вселенной. Термин планетарная туманность является неправильным, потому что он не имеет ничего общего с планетами.
Это явление, ответственное за драматические изображения Глаза Бога (туманность Спираль) и других подобных изображений, которые заполняют Интернет. Далекая от планетарной природы планетарная туманность является признаком гибели маленьких звезд.
Когда звезда расширяется во вторую фазу красного гиганта, ядро одновременно коллапсирует в очень горячий белый карлик, который является плотным остатком, в котором большая часть массы исходной звезды упакована в сферу размером с Землю. Белый карлик излучает ультрафиолетовое излучение, которое ионизирует газ в расширяющейся оболочке, создавая драматические цвета и формы.
Что осталось, это белый карлик
Планетарные туманности недолговечны, рассеиваются примерно через 20000 лет. Звезда белого карлика, которая остается после рассеивания планетарной туманности, однако, очень продолжительна. Это в основном кусок углерода и кислорода, смешанный с электронами, которые упакованы настолько плотно, что говорят, что они выродились. Согласно законам квантовой механики, они не могут быть сжаты дальше. Звезда в миллион раз плотнее воды.
Внутри белого карлика не происходит реакций синтеза, но он остается горячим благодаря своей небольшой площади поверхности, которая ограничивает количество энергии, которую он излучает. Со временем он остынет, превратившись в черный инертный кусок углерода и вырожденных электронов, но на это потребуется от 10 до 100 миллиардов лет. Вселенная еще не достаточно стара, чтобы это произошло.
Масса влияет на жизненный цикл
Звезда размером с солнце станет белым карликом, когда она будет потреблять водородное топливо, но у звезды с массой в 1,4 раза больше Солнца постигнет другая судьба.
Звезды с этой массой, известной как предел Чандрасекара, продолжают разрушаться, поскольку силы гравитации достаточно, чтобы преодолеть внешнее сопротивление вырождения электронов. Вместо того, чтобы стать белыми карликами, они становятся нейтронными звездами.
Поскольку предел массы Чандрасекара применяется к ядру после того, как звезда излучает большую часть своей массы, а потерянная масса значительна, звезда должна иметь примерно в восемь раз большую массу Солнца, прежде чем она войдет в фазу красного гиганта, чтобы стать нейтронная звезда
Звезды красного карлика - это звезды с массой от половины до трех четвертей солнечной массы. Они самые крутые из всех звезд и не накапливают столько гелия в своих ядрах. Следовательно, они не расширяются, чтобы стать красными гигантами, когда они исчерпали свое ядерное топливо. Вместо этого они заключают контракт непосредственно на белых карликов без образования планетарной туманности. Однако поскольку эти звезды горят так медленно, пройдет много времени - возможно, целых 100 миллиардов лет - прежде чем одна из них подвергнется этому процессу.
Звезды с массой менее 0,5 солнечных масс известны как коричневые карлики. Они вовсе не звезды, потому что, когда они образовались, у них не было достаточно массы, чтобы инициировать синтез водорода. Сжимающие силы гравитации действительно генерируют достаточно энергии для излучения таких звезд, но с едва заметным светом на дальнем красном конце спектра.
Поскольку нет расхода топлива, ничто не мешает такой звезде оставаться такой, какая она есть до тех пор, пока существует Вселенная. В непосредственной близости от Солнечной системы может быть один или несколько из них, и, поскольку они сияют так слабо, мы никогда не узнаем, что они были там.