Что такое звезда: как образуются и угасают звезды?

Звезда Земли (5)

Вы упрямы, у вас сильная воля и способность брать на себя роль лидера и нести ответственность. Вы склонны сопротивляться давлению и, скорее всего, будете недовольны подчиненным положением, если только оно не представляет реальной возможности подняться к вершинам власти. В экстремальных ситуациях, в стрессовых условиях вы становитесь твердым и решительным. Опасайтесь переоценить свои возможности, иначе можете нажить себе врагов.

Обычно вам везет в денежных делах, а благодаря дальновидности и бережливости вы способны даже накопить значительное состояние. Однако рискованные спекулятивные операции и схемы быстрого обогащения могут привести к крупным финансовым потерям, поэтому от них стоит отказаться.

Ключ к хорошему самочувствию для вас – не перенапрягаться ни физически, ни психически.

Полезные продукты: все овощи, желтые фрукты, грибы и телятина.

Зачем нужно группировать светила в созвездия

Продолжаем рассматривать самые интересные факты о звездах. Вся карта звездного неба разбита на особые участки. Они и называются созвездиями. В древности люди называли созвездия названиями животных – например, Лев, Рыба, Змея. Также были распространены и названия различных мифологических героев (Орион). В настоящее время астрономы также используют данные названия для того, чтобы обозначить один из 88 участков огромного неба.

Созвездия и звезды на небе нужны для того, чтобы облегчить поиск различных объектов. Также на картах созвездий обычно обозначается и эклиптика – пунктирная линия, которая обозначает траекторию движения Солнца. 12 созвездий, которые расположены вдоль этой линии, получили название Зодиакальных.

Общие сведения

Звезда Альдебаран, снимок взят из каталога DSS

Гиады состоят из четырёх звёзд, связанных между собой гравитационным притяжением.

Вместе с Альдебараном они похожи на английскую V и, казалось бы, составляют единое целое, но Альдебаран находится только на фоне Гияд. Он одиночка в масштабах Вселенной. Ближайшие соседи, не считая личного спутника, находятся на приличном расстоянии в 20 св. лет.

Вокруг Альдебарана вращается небольшой компаньон — красный карлик. Он очень тусклый, поэтому наблюдать его невозможно без специальной техники.

Астрономы предполагают наличие крупной планеты на орбите звезды. Её масса может равняться 11 Юпитерам. Расстояние от Альдебарана 1,35 а.е., но этот факт ещё требует доказательств.

История имени

Вид звезды в программе планетарии

Имя звезде присвоили арабы. Его перевод — «последователь», «идущий вслед за…».

Как и у каждой крупной звезды, у Альдебарана несколько имён: Глаз Тельца или «Бычий глаз» определяет его расположение в созвездии. Палилий — римское название. Лампарус — греческое. Обозначает «факел» или «маяк» тёмного неба.

Древние персы почитали звезду, возведя её в царский ранг. Она была известна 3000 лет назад до н.э.

Физические характеристики звезды

Сравнение размеров Солнца и Альдебарана

Альдебаран — нормальный гигант. Его позиция в спектральном классе К5 III. Светится оранжевым светом. Диаметр гиганта 61 миллион км.

Учёные считают, что он сжёг весь водород на своей поверхности и начал уничтожать гелий. Такие выводы позволяет сделать наблюдение за звездой. Она сильно увеличилась в размерах. Её температура повысилась за счёт давления гравитационных сил.

Расстояние до Земли 65 световых лет. Мощнее Солнца в 150 раз и больше по размерам в 44. По интенсивности блеска занимает четырнадцатую позицию.

Положение на небе

Для начала необходимо обнаружить приметный Орион. Затем, оттолкнуться вправо от его пояса по прямой линии. Первой ослепляющей блеском точкой будет Альдебаран.

Когда наблюдать?

Юпитер, Альдебаран, Бетельгейзе, М42 и Плеяды

Лучшее время для наблюдения за Альдебараном — это зимние месяцы. В декабре через созвездие Тельца проходит Юпитер. Стоит быть внимательнее, потому что планета намного крупнее и ярче. В её обществе Альдебаран немного меркнет.

Интересные факты

Пионер-10 на фоне Юпитера

В начале 70-х годов был запущены беспилотный аппарат Пионер-10, который после того, как выйдет из Солнечной системы полетит по направлению к Альдебарану. Он несёт в себе послание с простейшим описанием формы жизни на Земле и строения Солнечной системы. Он достигнет цели путешествия через 2 млн. лет. Пионер — 10 последний раз выходил на связь с Землёй 10 лет назад.

Много информации об Альдебаране принёс американский спутник Hipparcos. Он работал в космосе 37 месяцев с 1989 года. Аппарат Гиппарх максимально точно определил расстояние от Солнца до этой звезды.

AldebaranAldebaran

Список самых ярких звёзд

Название Расстояние, св. лет Видимая величина Абсолютная величина Спектральный класс Небесное полушарие
Солнце 0,0000158 −26,72 4,8 G2V
1 Сириус (α Большого Пса) 8,6 −1,46 1,4 A1Vm Южное
2 Канопус (α Киля) 310 −0,72 −5,53 A9II Южное
3 Толиман (α Центавра) 4,3 −0,27 4,06 G2V+K1V Южное
4 Арктур (α Волопаса) 34 −0,04 −0,3 K1.5IIIp Северное
5 Вега (α Лиры) 25 0,03 (перем) 0,6 A0Va Северное
6 Капелла (α Возничего) 41 0,08 −0,5 G6III + G2III Северное
7 Ригель (β Ориона) ~870 0,12 (перем) −7 B8Iae Южное
8 Процион (α Малого Пса) 11,4 0,38 2,6 F5IV-V Северное
9 Ахернар (α Эридана) 69 0,46 −1,3 B3Vnp Южное
10 Бетельгейзе (α Ориона) ~530 0,50 (перем) −5,14 M2Iab Северное
11 Хадар (β Центавра) ~400 0,61 (перем) −4,4 B1III Южное
12 Альтаир (α Орла) 16 0,77 2,3 A7Vn Северное
13 Акрукс (α Южного Креста) ~330 0,79 −4,6 B0.5Iv + B1Vn Южное
14 Альдебаран (α Тельца) 60 0,85 (перем) −0,3 K5III Северное
15 Антарес (α Скорпиона) ~610 0,96 (перем) −5,2 M1.5Iab Южное
16 Спика (α Девы) 250 0,98 (перем) −3,2 B1V Южное
17 Поллукс (β Близнецов) 40 1,14 0,7 K0IIIb Северное
18 Фомальгаут (α Южной Рыбы) 22 1,16 2,0 A3Va Южное
19 Мимоза (β Южного Креста) ~290 1,25 (перем) −4,7 B0.5III Южное
20 Денеб (α Лебедя) ~1550 1,25 −7,2 A2Ia Северное
21 Регул (α Льва) 69 1,35 −0,3 B7Vn Северное
22 Адара (ε Большого Пса) ~400 1,50 −4,8 B2II Южное
23 Кастор (α Близнецов) 49 1,57 0,5 A1V + A2V Северное
24 Гакрукс (γ Южного Креста) 120 1,63 (перем) −1,2 M3.5III Южное
25 Шаула (λ Скорпиона) 330 1,63 (перем) −3,5 B1.5IV Южное

Как устроены нейтронные звезды

В отличие от других тел они, главным образом, состоят из нейтронного центра (сердцевины). Отсюда, кстати, и появилось название типа.А сверху их покрывает кора, образуемая тяжёлыми атомными ядрами, нейтронами и электронами.Помимо этого в структуре рассматриваемых светил выделяют несколько частей.

Внутреннее строение

Строение

Атмосфера — тоненький (не более 100 см) слой ионизированного газа, то есть плазмы. Здесь сосредоточено тепловое излучение тела.Внешняя кора содержит ядра и электроны, по толщине может быть несколько сотен метров. Притом в ней газ представлен в разных составах. Например, самые верхние покровы состоят из невырожденного газа, а в середине он уже вырожденный. Чем глубже, тем его состояние меняется на релятивистское и ультрарелятивистское вырождение.Внутренняя кора включает в себя электроны, свободные нейтроны и ядра атомов с множеством нейтронов. Причем количество нейтронных частиц увеличивается с глубиной. Данный слой имеет протяжённость до нескольких километров.Внешнее ядро выделяют у объектов малой массы. Поскольку может занимать всё пространство до звёздного центра. Вдобавок оно состоит преимущественно из нейтронов. Хотя некоторая доля протонов и электронов все же есть.Внутреннее ядро наблюдается только у массивных светил. Оно отличается высокой плотностью. А радиус, по меньшей мере, составляет несколько километров. К сожалению, точный состав внутреннего вещества ещё не известен. Но определённо в нём присутствую нейтроны, барионы и кварки. Конечно, дальнейшее изучение и исследования продолжаются. И мы когда-нибудь узнаем все тайны нейтронных звезд.

Магнетары способны создавать экстремально долгие гамма-вспышки

Примерно так выглядит гамма-вспышка

В начале 90-х годов астрономы обнаружили очень яркий и продолжительный выброс радиоизлучения, который по силе мог посоперничать с самым мощным на тот момент известным источником гамма-излучения во Вселенной. Его прозвали «призраком». Очень медленно затухавший сигнал наблюдался учеными в течение почти 25 лет!

Обычные выбросы гамма-излучения длятся не больше минуты. И их источниками как правило оказываются нейтронные звезды или черные дыры, сталкивающиеся между собой или засасывающие «зазевавшиеся» соседние звезды. Однако столь продолжительные выброс радиоизлучения показал ученым, что знания об этих явлениях у нас практически минимальны.

В итоге астрономы все же выяснили, что «призрак» расположен внутри малой галактики на расстоянии 284 миллионов световых лет. В этой системе продолжают формироваться звезды. Ученые считают эту зону особой средой. Ранее она ассоциировалась с быстрыми радиовспышками и образованием магнитаров. Исследователи предполагают, что один из магнетаров, представляющих собой остаток звезды, которая при жизни в 40 раз превосходила по массе наше Солнце, и являлся источником этого сверхпродолжительного гамма-выброса.

Интересные факты про сверхновые звезды

Что интересно, их обнаруживают уже после вспышки. В то время, когда выделенная ими энергия, то есть излучение, достигнет земной атмосферы. Как раз тогда, её можно наблюдать.Собственно, поэтому долгое время объекты типа сверхновых звезд были непонятными и таинственными.

Рождение сверхновой звезды

Что остается на месте вспышки сверхновой звезды

Между прочим, после взрыва остаётся образование из газа и пыли, а также следы веществ, участвующих в жизни космического тела. Причем то, что сохранилось, так и называется-остаток сверхновой.Иначе говоря, остаток сверхновой это туманности, которые сформировались после того, как взорвалась звезда и превратилась в сверхновую. Поскольку оболочка разрывается, её частицы разлетаются, то образуется ударная волна. Которая, в свою очередь, также быстро расширяется и из неё получается газопылевая область. Она, помимо всего прочего, содержит звёздный материал и вещества из космического пространства, объединённого этой волной.Конечно, остаток также, как и сама вспышка, наблюдается спустя какое-то время. Иногда лишь по прошествии сотни лет.

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

Отличия новой и сверхновой

Древние наблюдатели не задумывались о том, что яркое небесное тело на небосклоне может быть итогом разных процессов. Священный трепет и невозможность заметить разницу без специального оборудования не позволяли постичь это знание. И лишь с появлением телескопов различия были обнаружены. Оказалось, что то, что мы называем новой или сверхновой звездой – это не сама звезда, а всего лишь ее взрыв.

И хотя названия похожи, процессы, происходящие при этих астрономических явлениях, имеют довольно значительные отличия.

Чтобы лучше понять, что же происходит на бескрайних просторах Вселенной, вспомним начала астрономии по учебнику «Астрономия. 10-11 классы» под редакцией Воронцова-Вельяминова.

Рождение звёзд

NGC 604, огромная звёздообразующая туманность в Галактике Треугольника

Основная статья: Формирование звёзд

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см³. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см³. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000—10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.

Пока облако свободно обращается вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нём могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают гравитационное сжатие облака. Один из сценариев, приводящих к этому — столкновение двух облаков. Другим событием, вызывающим коллапс, может быть прохождение облака через плотный рукав спиральной галактики. Также критическим фактором может стать взрыв близлежащей сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения. В общем, любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут запустить процесс звёздообразования.

Из-за возникших неоднородностей давление молекулярного газа больше не может препятствовать дальнейшему сжатию, и газ начинает под действием гравитационных сил притяжения собираться вокруг центров будущих звезд, в масштабе времени:
tff≃1Gρ{\displaystyle t_{ff}\simeq {\frac {1}{\sqrt {G\rho }}}} К примеру, для Солнца tff=5⋅107{\displaystyle t_{ff}=5\cdot 10^{7}} лет.

По теореме вириала половина высвобождающейся гравитационной энергии уходит на нагрев облака, а половина — на световое излучение. В облаках же давление и плотность нарастают к центру, и коллапс центральной части происходит быстрее, нежели периферии. По мере сжатия длина свободного пробега фотонов уменьшается и облако становится всё менее прозрачным для собственного излучения. Это приводит к более быстрому росту температуры и ещё более быстрому росту давления. В конце концов градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро, массой порядка 1 % от массы облака. Этот момент невидим, — глобула прозрачна в оптическом диапазоне. Дальнейшая эволюция протозвезды — это аккреция продолжающего падать на «поверхность» ядра вещества, которое за счёт этого растет в размерах. В конце концов масса свободно перемещающегося в облаке вещества исчерпывается и звезда становится видимой в оптическом диапазоне. Этот момент считается концом протозвёздной фазы и началом фазы молодой звезды.

Вышеописанный сценарий правомерен только в случае, если молекулярное облако не вращается, однако все они в той или иной мере обладают вращательным моментом. Согласно закону сохранения импульса, по мере уменьшения размера облака растёт скорость его вращения, и в определённый момент вещество перестает вращаться как одно тело и разделяется на слои, продолжающие коллапсировать независимо друг от друга. Число и массы этих слоёв зависят от начальных массы и скорости вращения молекулярного облака. В зависимости от этих параметров формируются различные системы небесных тел: звёздные скопления, двойные звёзды, звёзды с планетами.

Как узнали из чего состоят звезды

Конечно, люди еще в древние-древние времена видели эти прекрасные и сияющие точки на ночном небе. Со временем их научились оценивать по цвету и светимости, даже узнали расстояние до них. Но состав звёзд долго оставался загадкой. Долго человечество строило догадки. И лишь в середине 19 века занавес тайны приоткрылся благодаря появлению методики спектрального анализа.

Как оказалось, любой источник света обладает собственным спектром, который зависит от составляющих веществ. Они могут поглощать и пропускать спектральные линии. Таким образом, анализ спектра звезды помог учёным определить из чего же они состоят.Что интересно, по химическому составу и массе звезд учёные определяют их возраст и судьбу.

Солнечный спектр

Между прочим, существует целая наука о составе и природе звёзд — Астрофизика. Именно она изучает строение, физические свойства и химический состав космических объектов.

В заключении, ещё раз отметим, что определенный химический состав звёзд определяет их жизненный путь и то, какие этапы эволюции их ожидают. Помимо этого, он влияет на формирование других космических объектов нашей Вселенной. Главным образом, тех, в которые светило будет входить и формировать.

Звезда Земли (2)

Вы по природе консервативны и осторожны, неторопливы в принятии решений. В отношениях преданны, честны, внимательны и заботливы, стремитесь избегать конфликтов. Однако следите, чтобы ваша поддержка и забота не превратились в тягостные узы. Вашим огромным плюсом является выдержка и настойчивость. Когда другие предпочтут отступить в сторону или отдаться во власть обстоятельств, вы, стиснув зубы, будете упорно продвигаться к намеченной цели.

Вы не склонны к финансовым рискам и предпочитаете откладывать деньги, а не заниматься спекулятивными операциями. Прибыль можете получить от вложений в недвижимость и ценные бумаги. У вас врожденные способности к работе в отраслях, связанных с продуктами питания, недвижимостью, медициной и финансами.

Чтобы держать себя в форме, вам следует уделять внимание диете и физическим упражнениям. Полезные продукты: темный рис, просо, кабачки, морковь, зелень, свекла, грибы и говядина

Полезные продукты: темный рис, просо, кабачки, морковь, зелень, свекла, грибы и говядина.

Классификация звезд

Итак, что может произойти со звездой дальше?

Белые карлики

Белые карлики образуются из средних звезд по массе примерно равных нашему Солнцу. Да, наше Солнце — средняя звезда, и любая звезда массой, в 1,4 раза превышающей массу нашего Солнца, также будет считается средней.

Как только такие звезды Главной последовательности освобождаются от внешних слоев из-за пульсаций, внутреннее ядро ​​становится “открытым”. Это ядро очень горячее и известно как Белый карлик.

Белые карлики примерно того же размера, что и наша родная планета Земля. Однако они имеют гораздо большую массу. Астрономы долго были озадачены этим. Они вопрошали: “Если у Белого карлика такая большая масса, почему он не сворачивается сам в себя?”. Ответ на этот вопрос довольно интересный.

Оказывается, что внутри Белого карлика есть быстро движущиеся электроны, которые оказывают внешнее давление и предотвращают коллапс Белого карлика.

Вот несколько интересных фактов о этих звездах:

Чем больше звезда Главной Последовательности, тем массивнее будет ее ядро. Следовательно, тем плотнее будет Белый карлик.

Чем меньше диаметр Белого карлика, тем больше его масса!

Только средние звезды становятся Белыми карликами. Это означает, что нашего Солнце превратится в Белого карлика.

Если звезда имеет массу, превышающую массу Солнца в 1,4 раза, она не сформирует Белого карлика, потому что внешнее давление, создаваемое быстродвижущимися электронами в ядре, не сможет уравновесить гравитационный коллапс. Таких звезд ждет другая судьба.

Новые

Может случиться так, что Белый карлик становится частью двойной звездной системы или системы из нескольких звезд. В таком случае вполне возможно, что он будет находиться достаточно близко к своим спутникам (звездам). Близость может позволить Белому карлику притягивать материю (в основном водород) из внешнего слоя звезды-компаньона. Это приведет к формированию внешнего слоя для самого Белого карлика.

Если Белому карлику удастся “втянуть” достаточное количество вещества, реакция синтеза в нем может возобновиться. Тогда он внезапно станет намного ярче.

В этом случае Белый карлик станет Новой, но реакция слияния на поверхностном слое заставит его расширяться, и в конечном итоге под действием взрыва внешняя оболочка все равно будет разрушена. Как только поверхностного слоя не станет, вновь обретенный свет Белого карлика исчезнет в течение нескольких дней. Затем он перезапустит цикл и снова сформирует Новую.

Эпизод II. Молодые звезды

Фомальгаут, изображение из каталога DSS. Вокруг этой звезды еще остался протопланетный диск.

Следующим этапом или циклом жизни звезды является период ее космического детства, который, в свою очередь, делится на три стадии: молодые светила малой (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

Что такое звезда?

Звезда — это гигантский газовый шар. Газ в ней настолько горячий, что он светится. Звезда состоит в основном из двух элементов — водорода и гелия. Вопрос может возникнуть: “Если звезда сделана из газа, почему газ не рассеивается?” 

Это действительно хороший вопрос. Вот ответ на него: газовый шар настолько велик, что атомы газа удерживаются вместе под действием собственной гравитации. 

Теперь возникает еще один вопрос: «Если гравитация удерживает форму звезды, почему из-за нее звезда не “сжимается” к центру?»

Да, это именно так и происходит. Внутри шара гравитация настолько интенсивна, что атомы газа фактически падают в центр и вызывают огромное повышение температуры. Именно эта высокая температура вызывает ядерную реакцию, называемую “реакцией синтеза”. При ней элементарные атомы соединяются, образуя тяжелые элементы.

Когда происходит это слияние, высвобождается огромное количество энергии. Эта энергия оказывает внешнее давление, идущее из центра, и действует как уравновешивающая сила против внутреннего гравитационного притяжения. Это сохраняет звезду такой, какая она есть, и не дает ей разрушиться из-за гравитации.

Строительный материал для звезд

Для появления на свет новой звезды требуется огромное количество водорода − простейшего из всех существующих молекул. Она состоит из двух атомов, а те, в свою очередь, из ядра с одним протоном, вокруг которого расплылся в квантовом облаке один единственный электрон.

А еще необходим дейтерий, тяжелый водород, в ядре которого помимо протона содержится еще один нейтрон − элементарная частица, не имеющая электрического заряда.

Водород − одно из первых веществ, образовавшихся после Большого Взрыва, после того как раскаленная до невероятных температур материя в виде протонов, нейтронов, электронов и других элементарных частиц начала конденсироваться.

Снимок ближайшей к Солнцу звезды – Проксимы ЦентавраESA/Hubble & NASA

Формирование светил

Еще один интересный факт о звездах заключается в том, что все светила имеют одинаковый химический состав. Все звезды содержат в себе те же вещества, из которых состоит вся Вселенная. В значительной степени они созданы из одного и того же материала. Например, Солнце на 70 % состоит из водорода и на 29 % из гелия. С вопросом о составе светил тесно связано и то, как рождаются звезды. Как правило, процесс появления звезды начинается в газовом облаке, состоящем из холодного молекулярного водорода.

Постепенно оно начинает все больше сжиматься. Когда сжатие происходит по частям, фрагментированно, из этих кусков и образуются звезды. Материал все больше уплотняется, собираясь в шар. При этом он продолжает сжиматься, ведь на него действуют силы собственной гравитации. Этот процесс происходит до той поры, пока температура в центре не станет способна запустить процесс ядерного синтеза. Исходный газ, из которого состоят все звезды, был изначально сформирован во время Большого Взрыва. На 74 % это водород, а на 29 % — гелий.

Что такое звезда?

Звезда

Говоря о звезде как о небесном теле, наука подразумевает под этим словом светящийся раскаленный сгусток материи огромной массы, в котором протекают активные термоядерные процессы. Кстати, за счет этих процессов поддерживается тепловое и световое излучение звезд, благодаря чему мы можем видеть их в ночное время.

Звезды находятся от нас на очень больших расстояниях, поэтому кажутся нам такими маленькими. Но в реальности большинство видимых на небе звезд по массе и объему намного больше, чем наше Солнце (которое тоже является звездой класса «желтый карлик»).

Между прочим, человек с хорошим зрением может рассмотреть на небе около 3 000 звезд, общее же их количество во Вселенной, скорее всего, бесконечно. Звезды в космосе сгруппированы в огромные скопления – галактики, имеющие форму спирали с двумя или несколькими рукавами.

Зрелость

По прошествии определённого времени — от миллиона до десятков миллиардов лет (в зависимости от начальной массы) — звезда истощает водородные ресурсы ядра. В больших и горячих звёздах это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких и более холодных. Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций.

Без давления, возникавшего в ходе этих реакций и уравновешивавшего внутреннюю гравитацию в теле звезды, звезда снова начинает сжиматься, как уже было ранее в процессе её формирования. Температура и давление снова растут, но, в отличие от стадии протозвезды, до гораздо более высокого уровня. Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия.

Возобновившееся на новом уровне термоядерное «горение» вещества становится причиной чудовищного расширения звезды. Звезда «распухает», становясь очень «рыхлой», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Так звезда становится красным гигантом, а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами.

То, что происходит далее, также зависит от массы звезды.

Жизнь и смерть звезды

В результате термоядерной реакции водород превращается в гелий, звезда функционирует подобно нашему Солнцу. Через несколько миллиардов лет весь водород внутри звезды оказывается исчерпанным, водородное ядро превращается в гелиевое, хотя во внешней оболочке реакции все еще продолжаются.

Гелиевое ядро становится все крупнее и крупнее, масса его растет, вновь начинается гравитационный коллапс. Во время этой фазы звезда становится красным гигантом.

Внутри ядра звезды под влиянием гравитационного сжатия вновь проходят термоядерные реакции: гелий превращается в другие элементы: углерод, затем кислород, кремний − вплоть до железа.

Вот и пришел конец нашей звезде. Если она достаточно массивна − раз в восемь тяжелее нашего Солнца, то может превратиться в сверхновую, которая при взрыве разлетается в открытом космосе. Вспышки сверхновой могут быть при этом ярче своих галактик.

Образующаяся при этом ударная волна может привести к сжатию других межзвездных облаков и образованию новых звезд. Впрочем, зачастую сияние новых звезд может запустить цепную реакцию, которая дает толчок рождения новых светил. Так образуются целые звездные поколения.

При этом из разлетевшейся материи сверхновых могут сформироваться твердые планеты вблизи новообразующихся звезд, а также многочисленные астероиды, несущиеся в межзвездном пространстве.

Оцените статью
Рейтинг автора
5
Материал подготовил
Илья Коршунов
Наш эксперт
Написано статей
134
Добавить комментарий