Солнце — Жизненный цыкл звезды, круговорот газа (6 фото)

Жизненный цыкл звезды, круговорот газа (6 фото)

Жизненный цикл звезд

Солнце, Луна, планеты и звезды известны людям с древнейших времен. Но осознать тот факт, что звезды более или менее похожи на Солнце, только значительно дальше отстоят от Земли, удалось лишь благодаря тысячелетнему развитию науки. Теперь мы знаем: звезды - это плазменные шары, находящиеся в состоянии устойчивого равновесия, излучение которых поддерживается внутренним источником энергии. Но источник этот не вечен, и постепенно истощается. Чем это чревато для звезд? Какие изменения ждут их? Век даже самой короткоживущей звезды многократно превышает эру существования человечества. Поэтому проследить путь какой-либо звезды от ее рождения до смерти просто невозможно.

Астрономы собирают сведения о космических объектах и их судьбах по крупицам - с помощью телескопов, установленных на Земле и вынесенных на дальние орбиты. И все же рассказывают о себе звезды скупо. Многие из них ведут себя спокойно, однако есть и такие, чья жизнь полна неожиданностей: они то разгораются, то меркнут, то увеличиваются, то уменьшаются, случается, что и взрываются - тогда их яркость буквально на глазах возрастает в десятки, сотни раз. Не так давно были открыты пульсары, излучающие энергию короткими вспышками... Чем объяснить такое разнообразие светил? Не каприз ли это природы - обилие совершенно не похожих друг на друга космических объектов? Или все это разные их формы, соответствующие разным стадиям жизни звезд?

На Рис.: Снимок вихревого котла рождающейся звезды, названной N159, расположенной на расстоянии 170 000 световых лет от Земли в Большом Магеллановом Облаке. Стремительные звездные ветры от горячих новорожденных массивных звезд внутри туманности формируют арки и нити в огромном облаке, диаметром 150 световых лет. В центре раскаленных газов и темной пыли находится туманность редкого типа в виде светящегося "шара", распавшегося в форме бабочки. Особенностью этой структуры является ее размер - меньше двух световых лет.

Эволюционные процессы

Рождение звезды, как правило, скрыто завесой из космической пыли, поглощающей свет. Только с появлением инфракрасной (ИК) фотометрии и радиоастрономии стали доступны изучению явления в газопылевых комплексах, имеющих, по всей вероятности, отношение к рождению звезд. Исследователи выделили области, где большинство составляют молодые формирующиеся объекты - протозвезды. Основную часть своей жизни они скрыты медленно оседающей на них пылевой оболочкой. Она «гасит» излучение ядра, нагревается до сотен градусов и в соответствии с этой температурой излучает сама. Именно это излучение и удается наблюдать в ИК-диапазоне, и это едва ли не единственный способ обнаружения протозвезд.

В 1967 году в Туманности Ориона была обнаружена инфракрасная звезда (с температурой излучения 700 градусов Кельвина), примерно н тысячу раз превосходящая Солнце по светимости и диаметру. Это открытие положило начало изучению целого класса протозвездных объектов. В дальнейшем выяснилось, что в областях Млечного Пути (это наша Галактика), где рождение звезд представляется наиболее вероятным, существуют компактные источники, излучающие не только в инфракрасном, но и в радиодиапазоне. Это обнадеживало, ведь радиосигналы, в отличие от других частот, не искажаются поглощающими массами пыли. Информация, собранная радиотелескопами, позволила астрономам утверждать: Туманность Ориона, насыщенная объектами, о невидимыми в оптическом диапазоне, представляет собой одну из «фабрик по производству звезд».

Предполагается, что сложный процесс формирования звезд может происходить в любом газопылевом облаке достаточно большого размера. Спусковым механизмом для начала формирования звезды может служить, например, ударная волна - своеобразное эхо далекого взрыва сверхновой. Такая волна нарушает зыбкое равновесие - облако разделяется на фрагменты, каждый из которых начинает сжиматься. Скорость сжатия газа зависит от плотности материи и наличия магнитного поля. Это - самый первый отрезок на пути образования звезд. Должны пройти миллионы лет, прежде чем в недрах формирующегося объекта создадутся условия, необходимые для запуска первых ядерных реакций. Именно тогда и наступит «день рождения» звезды.

Однако потребуются еще миллионы лет на то, чтобы она накопила энергию и высвободилась из окружающего ее пылевого кокона. Подтверждением описанного процесса образования светил из межзвездной среды служат обширные скопления - ассоциации массивных горячих звезд высокой светимости. Для 90% звезд, так же как и для Солнца, источником энергии являются термоядерные реакции, а именно превращение водорода в гелий. Солнце, которому уже 4,5 миллиарда лет, достаточно стабильно: размеры, масса и температура поверхности практически не меняются. Астрономы, следящие за характеристиками нашего светила, приходят к выводу: энергии, производимой в недрах Солнца, хватит на то, чтобы еще очень долго поддерживать постоянное излучение. Но запасы водорода предельны, и когда они заканчиваются, в жизни звезд начинается другая фаза.

В звездах разной массы и разного химического состава процесс старения будет идти по-разному. Чему равна минимальная возможная масса звезды, с уверенностью сказать трудно. Дело в том, что маломассивные звезды очень слабые объекты и наблюдать их довольно трудно. Теория звездной эволюции утверждает, что в телах массой меньше чем семь-восемь сотых долей массы Солнца долговременные термоядерные реакции идти не могут. Эта величина близка к минимальной массе наблюдаемых звезд. Их светимость меньше солнечной в десятки тысяч раз.

Температура на поверхности подобных звезд не превосходит 2-3 тыс. градусов. Одним из таких тусклых багрово-красных карликов является ближайшая к Солнцу звезда Проксима в созвездии Центавра. В тех звездах, чья масса равна одной - двум солнечным образуется гелиевое ядро. На его поверхности в тонком сферическом слое продолжается горение водорода, обеспечивающее светимость звезды. Внешние ее области начинают расширяться, и поверхностная температура уменьшается. По мере выгорания водорода гелиевое ядро сжимается, плотность его растет, температура повышается, но массы звезды недостаточно, чтобы обеспечить в ядре температуру, достаточную для горения. И в какой-то момент, хотя водород еще есть, его горение прекращается. Ядро теряет способность удерживать расширяющуюся оболочку, и постепенно начинается их разделение.

Туманность

Туманность Ориона - ближайшая к Земле область зарождения массивных звезд. Снимок сделан телескопом "Хаббл" в инфракрасном свете. Для сравнения: слева туманность снята в видимом свете (облако Ориона OMC-1). Инфракрасная камера "Хаббла" открывает хаотическую область активного рождения звезд.

Подтверждается ли этот теоретический сценарий наблюдениями? Да, первый его этап порождает красных гигантов - холодные массивные звезды с протяжёнными, разреженными оболочками и горячим плотным ядром. То есть область красных гигантов - это место старения звезд умеренной массы. Дальнейшая их судьба связана с другими объектами - планетарными туманностями.

Планетарная туманность nредставляет собой газовую оболочку, в центре которой располагается звезда с достаточно высокой температурой. Оболочка - это наружная часть атмосферы бывшего красного гиганта, а центральная звезда - его ядро, оставшееся после отделения атмосферы. Газ оболочки светится под воздействием ионизующего излучения звезды. В процессе эволюции оболочка расширяется со скоростью от 10 до 50 километров в секунду, звезда сжимается, а температура ее растет. Так, в конце концов в центре каждой планетарной туманности образуется белый карлик - компактная звезда с температурой порядка 100 000 градусов Кельвина.

По предсказаниям теоретиков, судьба более массивных (50 солнечных масс) звезд может оказаться весьма драматичной. Так, в звездах, превосходящих по массе Солнце в десять раз, превращение водорода в гелий происходит очень быстро, затем наступает следующий этап - гелий превращается в углерод, а атомы углерода образуют более тяжелые элементы. Реакции идут непрерывно, но постепенно сходят на нет, когда образуется железо. На этой стадии ядро звезды состоит из ионов железа.

Устойчивость звезды определяется равновесием между силами гравитации и давления нагретого газа, которое обеспечивается электронами. Но ядра железа могут захватывать электроны из окружающего газа, давление уменьшается и сила тяжести берет верх. Постепенно все вещество в центре звезды оказывается состоящим из нейтронов. При достижении критического значения наступает коллапс - необратимое, практически мгновенное сжатие. При этом выделяется огромное количество энергии, внешняя оболочка звезды взрывается, разлетаясь в пространстве и обнажая центральное ядро - нейтроннйю звезду. Происходит взрыв сверхновой. (Результатом такого взрыва, наблюдавшегося на Земле в 1054 году, стала так называемая Крабовидная туманность.)

В наше время существование нейтронных звезд и их связь со вспышками сверхновых не вызывает сомнений. А в 1932 году гипотеза советского физика Л. Д. Ландау об образовании подобных космических объектов воспринималась как чисто теоретическая абстракция.

Говоря о смерти звезд, нельзя не упомянуть и о черных дырах. Теоретически представляется возможным, что к концу своего существования звезда имеет массу слишком большую, чтобы стать белым карликом или стабильной нейтронной звездой, а потому ее остатки коллапсируются в черную дыру - объект, обладающий мощным гравитационным полем и не дающий вырваться наружу никакому излучению.

Но в основном умирающие звезды превращаются в компактные объекты, выбрасывающие в пространство часть своей массы и обеспечивающие тем самым рождение следующих звездных поколений.

Жизнь звезды зависит от химического состава вещества. История изучения химического состава звезд начинается с середины XIX в. Еще в 1835 г. французский философ Огюст Конт писал, что химический состав звезд навсегда останется для нас тайной. Но вскоре был применен метод спектрального анализа, который теперь позволяет узнать, из чего состоят не только Солнце и близкие звезды, но и самые удаленные галактики и квазары. Спектральный анализ дал неоспоримые доказательства физического единства мира. На звездах не обнаружено ни одного неизвестного химического элемента. Единственный элемент - гелий - был открыт сначало на Солнце и лишь потом на Земле.

Но неизвестные на Земле физические состояния вещества (сильная ионизация, вырождение) наблюдаются именно в атмосферах и недрах звезд. Наиболее обильным элементом в звездах является водород. Приблизительно втрое меньше содержится в них гелия. Правда, говоря о химическом составе звезд, чаще всего имеют в виду содержание элементов тяжелее гелия. Доля тяжелых элементов невелика (около 2%), но они, по выражению американского астрофизика Девида Грея, подобно щепотке соли в тарелке супа, придают особый вкус работе исследователя звезд. От их количества во многом зависят и размер, и температура, и светимость звезды.

После водорода и гелия на звездах наиболее распрастранены те же элементы, которые преобладают в химическом составе Земли: кислород, углерод, азот, железо и др. Химический состав оказался различным у звезд разного возраста. В самых старых звездах доля элементов тяжелее гелия значительно меньше, чем на Солнце. В некоторых звездах содержание железа меньше солнечного в сотни и тысячи раз. А вот звезд, где этих элементов было бы больше, чем на Солнце, сравнительно немного. Эти звезды (многие из них двойные), как правило являются необычными и по другим параметрам: температуре, напряженности магнитного поля,

Эволюционные процессы

скорости вращения. Некоторые звезды выделяются по содержанию какого-нибудб одного элемента или группы элементов. Таковы, например, бариевые или ртутно-марганцевые звезды. Причины подобных аномалий пока малопонятны. На первый взгляд может показаться, что исследование этих малых добавок немного дает для понимания эволюции звезд. Но на самом деле это не так. Химические элементы тяжелее гелия образовались в результате термоядерных и ядерных реакций в недрах очень массивных звезд, при вспышках новых и сверхновых звезд предыдущих поколений. Изучение зависимости химического состава от возраста звезд позволяет пролить свет на истроию их образования в различные эпохи, на химическую эволюцию Вселенной в целом.

Важную роль в жизни звезды играет ее магнитное поле. С магнитным полем связаны практически все проявления солнечной активности: пятна, вспышки, факелы и др. На звездах, магнитное поле которых значительно сильнее солнечного, эти процессы протекают с большей интенсивностью. В частности, переменность блеска некоторых таких звезд объясняют появлением пятен, аналогичным солнечным, но закрывающих десятки процентов их поверхности. Однако физические механизмы, обусловливающие активность звезд, еще не до конца изучены. Наибольшей интенсивности магнитные поля достигают на компактных звездных остатках - белых карликах и особенно нейтронных звездах.

На Рис.: Изображение гигантской галактической туманности NGC3603, полученное с космического телескопа "Хаббл", отражает различные стадии жизненного цикла звезд. Вверху на изображении, слева от центра, развивающийся голубой супергигант Шер25. Звезда обладает уникальным околозвездным кольцом раскаленного газа, галактическим близнецом известного кольца вокруг суперновой 1987А. Серо-синий цвет кольца и потоков, исходящих с полюсов (пятнышки вверху справа и внизу, слева от звезды), определяет присутствие химически обогащенных веществ. Почти в центре скопление звезд, в котором преобладают молодые горячие звезды Вулфа-Райета и молодые звезды О-типа.

Поток ионизированной радиации и быстрые звёздные ветры от этих массивных звезд дуют в огромных пустотах вокруг скопления. Наиболее впечатляющим свидетельством взаимодействия ионизированной радиации с веществом облака молекулярного водорода являются гигантские газовые столбы справа от скопления. Темные облака вверху справа, так называемые шары Бока, которые, возможно, представляют раннюю стадию формирoвания звезды. Внизу, слева от скопления, две компактные излучающие туманности в форме головастика. Это изображение иллюстрирует почти весь жизненный цикл звезд, начиная с шаров Бока и гигантских газообразных столбов, перехoдя к околозвездным дискам и развивающимся массивным звездам в молодом скоплении, а голубые супергиганты с кольцами и потоками, исходящими с полюсов, отмечают конец ' жизненного цикла.

Как устроена звезда и как она живет

Звезды не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной постоянно рождаются новые звезды, а старые умирают. Чтобы понять, как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени её внешние параметры - размер, светимость, масса, необходимо проаналировать процессы, протекающие в недрах звезды. А для этого надо знать, как устроены эти недра, каковы их химический состав, температура, плотность, давление. Но наблюдениям доступны лишь внешние слои звезд - их атмосферы. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды - Солнца - мы не можем. Приходится прибегать к косвенным методам: расчётам, компьютерному моделированию. При этом пользуются данными о внешних слоях, известными законами физики и механики, общими как для 3емли, так и для звёздного мира. Условия в недрах звёзд значительно отличаются от условий в земных лабораториях, но элементарные частицы - электроны, протоны, нейтроны - там те же, что и на 3емле. Звёзды состоят из тех же химических элементов, что и наша планета. Пo-этому к ним можно применять знания, полученные в лабораториях.

Наблюдения показывают, что большинство звёзд устойчивы, т. е. они заметно не расширяются и не сжимаются в течение длительных промежутков времени. Как устойчивое тело звезда может существовать только в том случае, если все действующие на ее вещество внутренние силы уравновешиваются. Какие же это силы?

Звезда - раскаленный газовый шар, а основным свойством газа является стремление расшириться и занять любой предоставляемый ему объем. Это стремление вызвано давлением газа и определяется его температурой и плотностью. В каждой точке внутри звезды действует сила давления газа, которая старается расширить звезду. Но в каждой же точке ей

будущее - прошлое

Одно из самых плотных из 147 известных шаровых скоплений в нашей Галактике - M80 (NGC6093) - расположено на расстоянии 28 000 световых лет от Земли. Содержит сотни тысяч звезд, собранных вместе силой гравитации. Все звезды скопления примерно одного возраста - 15 миллиардов лет. Звезды, видимые на снимке, более развиты и иногда более массивны, чем Солнце. Хорошо видны яркие красные гиганты, которые ближе к концу своей жизни.

Шаровое скопление

противодействует другая сила - сила тяжести вышележащих слоев, пытающихся сжать звезду. Однако ни расширения, ни сжатия не происходит, звезда устойчива. Это означает, что обе силы уравновешивают друг друга. А так как с глубиной вес вышележащих слоев увеличивается, то давление, а следовательно, и температура возрастают к центру звезды.

Звезда излучает энергию, вырабатываемую в ее недрах. Температура в звезде распределена так, что в любом слое в каждый момент времени энергия, получаемая от нижележащего слоя, равняется энергии, отдаваемой слою вышележащему. Сколько энергии образуется в центре звезды, столько же должно излучаться ее поверхностью, иначе равновесие нарушится. Таким образом, к давлению газа добавляется еще и давление излучения. Лучи, испускаемые звездой, получают свою энергию в недрах, где располагается ее источник, и продвигаются через всю толщу звезды наружу, оказывая давление на внешние слои. Если бы звездное вещество было прозрачным, то продвижение это осуществлялось бы почти мнгновенно, со скоростью света. Но оно непрозрачно и тормозит прохождение излучения. Световые лучи поглощаются атомами и вновь испускаются уже в других направлениях. Путь каждого луча сложен и напоминает запутанную зигзагообразную кривую. Иногда он "блуждает" многие тысячи лет, прежде чем выйдет на поверхность и покинет звезду.

Излучение, покидающее поверхность звезды, качественно отличается от излучения, рождающегося в источнике звездной энергии. По мере движения наружу длина волны света увеличивается. Поверхность Солнца, например, излучает в основном световые и инфракрасные лучи, а в его недрах возникает коротковолновое рентгеновское и гамма-излучение. Давление излучения для Солнца и подобных ему звезд составляет лишь очень малую долю от давления газа, но для гигантских звезд оно значительно. Оценки температуры и плотности в недрах звезд получают теоретическим путем, исходя из известной массы звезды и мощности ее излучения, на основании газовых законов физики и закона всемирного тяготения. Определенные таким образом температуры в центральных областях звезд составляют от 10 млн градусов для звезд легче Солнца до 30 млн градусов для гигантских звезд. Температура в центре Солнца - около 15 млн градусов.

При таких температурах вещество в звездных недрах почти полностью ионизировано. Вещество в центре нашего светила имеет плотность в 100 раз превышает плотность воды, - более плотное, чем любое твердое тело на Земле! - это вещество обладает всеми свойствами идеального газа. Температура внутри звезды тем ниже, чем больше концентрация частиц в газе. После длительных поисков было установлено, что звезды большую часть своей жизни светят за счет совершающихся в них преобразований четырех ядер водорода в одно ядро гелия. Звезды образуются из космических газопылевых облаков. При сжатии под действием тяготения сгустка газа его внутренняя часть постепенно разогревается. Когда температура в центре достигнет примерно миллиона градусов, начинаются ядерные реакции - образуется звезда. Строение звезд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в ее недрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция), подобно кипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую ее часть составляет конвективное ядро. Остальная часть звезды сохраняет при этом равновесие. Источник энергии находится в конвективном ядре. По мере превращения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает, а его объем уменьшается. Внешние же области при этом расширяются, температура поверхности падает. Горячая звезда - голубой гигант - постепенно превращается в красный гигант.

Строение красного гиганта уже иное. Когда в процессе сжатия конвективного ядра весь водород превратится в гелий, температура в центре повысится до 50-100 млн градусов и начнется горение гелия. Гелий начнет превращаться в углерод. Ядро горящего гелия окружено тонким слоем горящего водорода, который поступает из внешней оболочки звезды. Следовательно, у красного гиганта два источника энергии. В дальнейшем создаются более тяжелые элементы. Синтез элементов тяжелее железа уже не приводит к выделению энергии. Лишенное энергии ядро начинает быстро сжиматься. Это может повлечь за собой взрыв - вспышку сверхновой.
В звездах-карликах, массы которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. В карликах процесс горения протекает очень медленно, и они практически не изменяются в течение миллиардов лет. Когда водород полностью сгорает, они медленно сжимаются и за счет энергии сжатия могут существовать еще очень длительное время.

Звездные классы

За период немногим более двух столетий представление о звездах изменилось кардинально. Одна из звездных характеристик - цвет. В астрономии применяют абсолютную шкалу температур, шаг которой - один кельвин (1К) - тот же, что и в привычной нам шкале Цельсия, а начало шкалы сдвинуто на -273 (0 К = -273 С). Самые горячие звезды - всегда голубого и белого цвета, менее горячие - желтоватого, холодные - красноватого. Но даже наиболее холодные звезды имеют температуру 2-3 тыс. кельвинов - горячее любого расплавленного металла.
Важнейшие характеристики звезды - ее светимость, определяющая полное количество энергии,

Диаграмма

Диаграмма Герцшпрунга-Расселла широко приме-няется астрономами для описания эволюционных изменений звезд.

излучаемой в космическое пространство за одну секунду, и температура поверхности, непосредственно влияющая на ее цвет. Звезды разделяют по цвету на белые, голубые, желтые и красные. Излучение поверхности звезды представляет собой сумму излучений разной температуры - тут и ультрафиолетовое, и оптическое (видимое), и инфракрасное, и радиоизлучение.

Самые горячие звезды - белые и голубые; такие, как наше Солнце, - желтые; самые холодные - красные. Астрофизики создали системы цветов, позволяющие оценивать поверхностную температуру звезд. С ее помощью определяют и спектр их излучения. Горячие звезды отнесены к классам О, В и А; звезды, аналогичные Солнцу, - к F и G; холодные - к К и М (для большей точности каждый класс разделен еще на 10 подклассов). Зная спектральный класс звезды, можно оценить ее температуру. Звезды различаются и по массе. Масса многих одиночных светил определяется на основании предположения, что звезды, имеющие одинаковые светимости, радиусы и температуры, одинаковы и по массе. Датчанин 3. Герцшпрунг и американец Г. Расселл независимо друг от друга установили важную связь между светимостью звезды и ее температурой, которая может быть представлена в виде диаграммы. Большинство звезд на ней оказалось в пределах полосы, пересекающей диаграмму по диагонали. Эта полоса названа Главной последовательностью.

Наше Солнце - почти в ее середине. В верхнем конце - горячие звезды высокой светимости, в нижнем - холодные низкой светимости. Справа от Главной последовательности - холодные звезды высокой светимости. Каждый квадратный сантиметр их поверхности излучает мало энергии, но большая площадь обеспечивает высокую светимость. Такие звезды назвали гигантами и сверхгигантами. Слева - горячие звезды низкой светимости. Их поверхность излучает большую энергию, но из-за малых размеров они имеют низкую светимость. Такие звезды именуются белыми карликами (в диаметре несколько тысяч километров). Для звезд Главной последовательности установлено еще одно важное соотношение: чем больше масса, тем больше светимость, то есть в каждой точке Главной последовательности расположена звезда определенной массы. Звезды, лежащие выше Солнца, по массе больше, чем оно, расположенные ниже - меньше. Это соотношение позволяет определить массу звезды по светимости, если мы уверены, что звезда принадлежит Главной последовательности.

Читайте также: