Жизненный цикл звезды - описание, схема и интересные факты. Время жизни звезд. Жизненный цикл звезд. Эпизод II. Молодые звезды

Привет дорогие читатели! Хотелось бы поговорить о прекрасном ночном небе. Почему о ночном? Спросите Вы. Потому, что на нем ярко видны звезды, эти прекрасные светящиеся маленькие точки на черно-синем фоне нашего неба. Но на самом деле они не маленькие, а просто огромные, а из -за большого расстояния кажутся такими крохотными .

Кто-нибудь из Вас представлял себе как рождаются звезды, как проживают свою жизнь, какая она у них вообще? Я предлагаю Вам сейчас прочесть эту статью и по ходу представить эволюцию звезд. Я подготовила парочку видео для наглядного примера 😉

Небо усеяно множеством звезд, среди которых разбросаны огромные облака пыли и газов, водорода в основном. Звезды рождаются именно в таких туманностях, или межзвездных областях.

Звезда живет настолько долго (до десятков миллиардов лет), что астрономам не под силу проследить жизнь от начала и до конца, хотя бы одной из них. Но зато у них есть возможность наблюдать за разными стадиями развития звезд.

Ученные объединили полученные данные, и смогли проследить за этапами жизни типичных звезд: момент рождения звезды в межзвездном облаке, ее молодость, средний возраст, старость и иногда весьма эффектную смерть.

Рождение звезды.

Возникновение звезды начинается с уплотнения вещества внутри туманности. Постепенно, образовавшееся уплотнение, уменьшается в размерах, сжимаясь под воздействием гравитации. Во время этого сжатия, или коллапса , выделяется энергия, которая разогревает пыль и газ и вызывает их свечение.

Возникает так называемая протозвезда . Температура и плотность вещества в ее центре, или ядре максимальные. Когда температура достигает отметки около 10 000 000°С, в газе начинают протекать термоядерные реакции.

Ядра атомов водорода начиняют соединяться и превращаются в ядра атомов гелия. При таком синтезе выделяется огромное количество энергии. Эта энергия, в процессе конвекции, переносится в поверхностный слой, а потом, в виде света и тепла излучается в космос. Таким вот образом, протозвезда превращается в настоящую звезду.

Излучение, которое исходит из ядра, разогревает газовую среду, создавая давление, которое направленное вовне, и таким образом, препятствуя гравитационному коллапсу звезды.

Результатом является, то, что она обретает равновесие, то есть имеет постоянные размеры, постоянную поверхностную температуру и постоянное количество выделяемой энергии.

Астрономы звезду на этой стадии развития называют звездой главной последовательности , таким образом, указывая место, которое она занимает на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла. Эта диаграмма выражает связь между температурой звезды и светимостью.

Протозвезды, имеющие небольшую массу, никогда не разогреваются до температур, которые необходимы для начала термоядерной реакции. Эти звезды, в результате сжатия, превращаются в тусклых красных карликов , или даже еще более тусклых коричневых карликов . Первая звезда коричневый карлик была открыта лишь 1987 году.

Гиганты и карлики.

Диаметр Солнца приблизительно равен 1 400 000 км, а температура его поверхности около 6 000°С, и оно излучает желтоватый свет. Оно на протяжении 5 млрд. лет входит в главную последовательность звезд.

Водородное «топливо» на такой звезде, приблизительно за 10 млрд. лет исчерпается, а в ее ядре останется, главным образом, гелий. Когда больше не остается чему «гореть», интенсивность излучения, направленного от ядра, уже не достаточна для уравновешивания гравитационного коллапса ядра.

Но той энергии, которая при этом выделяется, достаточно для того, чтобы разогреть окружающее вещество. В этой оболочке начинается синтез ядер водорода, выделяется больше энергии.

Звезда начинает ярче светиться, но теперь уже красноватым светом, и одновременно она еще и расширяется, увеличиваясь в размере в десятки раз. Теперь такая звезда называются красным гигантом .

Ядро красного гиганта сжимается, а температура возрастает до 100 000 000°С и более. Здесь происходит реакция синтеза ядер гелия, превращая его в углерод. Благодаря той энергии, которая при этом выделяется, звезда еще светится каких-нибудь 100 млн. лет.

После того как заканчивается гелий и реакции затухают, вся звезда постепенно, под влиянием гравитации, сжимается почти до размеров . Энергии, которая при этом выделяется, достаточно для того, чтобы звезда (теперь уже белый карлик) продолжала еще некоторое время ярко светиться.

Степень сжатия вещества в белом карлике очень высока и, следовательно, у него очень большая плотность – вес одной столовой ложки может достигать тысячи тонн. Таким вот образом проходит эволюция звезд размером с наше Солнце.

Видео показывающее эволюцию нашего Солнца в белого карлика

Жизненный цикл у звезды, масса которой в пять раз превышает массу Солнца, значительно короче, и она несколько иначе эволюционирует. Такая звезда намного ярче, а температура ее поверхности 25 000°С и более, период пребывания в главной последовательности звезд всего лишь около 100 млн. лет.

Когда такая звезда входит в стадию красного гиганта , температура в ее ядре превышает 600 000 000°С. В нем происходят реакции синтеза ядер углерода, который превращается в более тяжелые элементы, включая железо.

Звезда, под действием выделяемой энергии, расширяется до размеров, которые в сотни раз превышают ее первоначальные размеры. Звезду на этой стадии называют сверхгигантом .

В ядре внезапно прекращается процесс производства энергии, и оно в течение считаных секунд сжимается. При всем этом выделяется огромное количество энергии и образуется катастрофическая ударная волна.

Эта энергия проходит через всю звезду и выбрасывает значительную ее часть силой взрыва в космическое пространство, вызывая явление, которое известно как вспышка сверхновой звезды .

Для лучшего представления всего написанного, рассмотрим на схеме цикл эволюции звезд

В феврале 1987 года подобная вспышка наблюдалась в соседней галактике – Большом Магеллановом облаке. Эта сверхновая звезда в течение короткого времени светилась ярче целого триллиона Солнц.

Ядро сверхгиганта сжимается и образует небесное тело диаметром всего лишь 10-20 км, а плотность его настолько велика, что чайная ложка его вещества может весить 100 млн. тонн!!! Такое небесное тело состоит из нейтронов и называется нейтронной звездой .

Нейтронная звезда, которая только что образовалась, отличается большой скоростью вращения и очень сильным магнетизмом.

В результате создается мощное электромагнитное поле, которое испускает радиоволны и другие виды излучения. Они распространяются из магнитных полюсов звезды в форме лучей.

Эти лучи, из-за вращения звезды вокруг своей оси, как бы сканируют космическое пространство. Когда они проносятся мимо наших радиотелескопов, мы их воспринимаем как короткие вспышки, или импульсы (англ. Pulse). Поэтому такие звезды называются пульсарами .

Обнаружены пульсары были благодаря именно радиоволнам, которые они излучают. Сейчас стало известно, что многие из них излучают световые и рентгеновские импульсы.

Первый световой пульсар обнаружили в Крабовидной туманности. Его импульсы повторяются с периодичностью 30 раз в секунду.

Импульсы других пульсаров повторяются гораздо чаще: ПИР (пульсирующий источник радиоизлучения) 1937+21 вспыхивает 642 раза в секунду. Представить даже сложно такое!

Звезды, которые имеют наибольшую массу, превышающую в десятки раз массу Солнца, тоже вспыхивают, как сверхновые. Но из-за огромной массы, их коллапс имеет гораздо более катастрофический характер.

Разрушительное сжатие не прекращается даже на стадии образования нейтронной звезды, создавая область, в которой обычное вещество прекращает свое существование.

Остается только лишь одна гравитация, которая настолько сильная, что ничто, даже свет, не может избежать ее воздействия. Эта область называется черной дырой . Да уж, эволюция больших звезд страшная и очень опасная.

В этом видеоролике речь пойдет о том, как сверхновая превращается в пульсар и в черную дыру

Я не знаю как Вы, дорогие читатели, но лично я очень люблю и интересуюсь космосом и всем, что с ним связанно, это так загадочно и прекрасно, аж дух захватывает! Эволюция звезд нам много поведала о будущем нашей и всей .

Во всех отношениях Солнце является типичной звездой, которая освещает Землю примерно пять миллиардов лет и еще столько же будет светить по данным научных исследований. На продолжительность свечения Солнца влияет количество горючего в небесном теле.

Фактически во всех происходят реакции термоядерного синтеза, благодаря которым и наблюдается зрительное свечение тела. Процесс синтеза происходит в результате реакций в горячих ядрах звезд, где температурный показатель достигает 20 миллионов °С (20000273.15 кельвин).

Относительно температуры и различают происходящих реакций в ядре во многих случаях благодаря цвету поверхности звезды. Цвет наиболее холодных звезд – красный, при температуре реакции в ядре до 3500 К. Желтые звезды, рассматриваемые в бинокле, обладают показателем температуры в ядре до 5500 К, а – от 10 000 и до 50 000 К.

Темп выделения энергии в звезде и ее продолжительность жизни

Жизнь звезд начинается в виде облачного образования, состоящего из пыли и газа. В подобном формировании начинается горение водорода, производство гелия. Когда водород выгорает полностью, стартуют последующие процессы стадий формирования небесного тела, как горение гелия, где в результате получаются более тяжелые элементы.

Именно температурный показатель горения звезды, а так же гравитационное давление внешних слоев, и влияет на темп выделения энергии телом, что и взаимосвязано напрямую с ее общей продолжительностью жизни. Приведенные параметры горения и внешнего давления с последующим общим увеличением массы небесного тела возрастают. Отсюда и повышается темп энергообразования, следовательно, и наблюдаемая светимость звезд.

Звезды с массивной кубатурой веса сжигают собственное ядерное топливо гораздо быстрее, всего в течение нескольких миллионов лет, являясь при этом наиболее яркими небесными телами. Маломассивные тела более экономно сжигают водород и расходуют свое топливо более бережливо, поэтому могут прожить даже дольше Вселенной. Хоть и светимость у маломассивных звезд небольшая и слабое энерговыделение, но их жизнь может достигать до 15 миллиардов лет.

Жизнь звезд и их поколения

Общая продолжительность жизни звезд стоит в зависимости не только от размера, но и от первоначального состава при образовании. Первые небесные тела во Вселенной прожили всего несколько десятков миллионов лет, поскольку они обладали огромными размерами при составе только лишь из водорода.

В ядрах подобных огромных и водородных тел термоядерные реакции происходили быстрее, при которых водород превращался в более тяжелые составляющие и гелий. Далее ядро охлаждается, поскольку ни температуры, ни давления не хватает для переработки более тяжелых элементов, и звезда взрывается. Остатки после взрыва таких небесных тел образуют новые менее горячие и яркие звезды.

Звезда, как Солнце, относится уже к третьему поколению звезд спектрального класса G к желтым карликам. При образовании в своем составе такие звезды имеют не только водород, но литий и гелий. Прежде, чем закончится водородное топливо у полезной жизни на примере такой звезды, как Солнце, пройдет еще не один миллиард лет, поскольку типичные звезды находятся в середине собственного жизненного пути.

Время жизни звезд состоит из нескольких этапов, проходя через которые миллионы и миллиарды лет светила неуклонно стремятся к неизбежному финалу, превращаясь в яркие вспышки или в угрюмый черных дыр.

Время жизни звезды любого типа – невероятно долгий и сложный процесс, сопровождаемый явлениями космического масштаба. Многогранность его просто невозможно полностью проследить и изучить, даже используя весь арсенал современной науки. Но на основании тех уникальных знаний, накопленных и обработанных за весь период существования земной астрономии, нам становятся доступными целые пласты ценнейшей информации. Это позволяет связать последовательность эпизодов из жизненного цикла светил в относительно стройные теории и смоделировать их развитие. Что же это за этапы?

Не пропустите наглядное интерактивное приложение « »!

Эпизод I. Протозвезды

Жизненный путь звезд, как и всех объектов макромира и микрокосма, начинается с рождения. Это событие берет свое начало в формировании невероятно огромного облака, внутри которого появляются первые молекулы, поэтому образование называется молекулярным. Иногда употребляется еще и другой термин, непосредственно раскрывающий суть процесса, – колыбель звезд.

Только когда в таком облаке, в силу непреодолимых обстоятельств, происходит чрезвычайно быстрое сжатие составляющих его частиц, имеющих массу, т. е. гравитационный коллапс, начинает формироваться будущая звезда. Причиной этому является выплеск энергии гравитации, часть которой сжимает молекулы газа и разогревает материнское облако. Затем прозрачность образования постепенно начинает пропадать, что способствует еще большему нагреванию и возрастанию давления в его центре. Заключительным эпизодом в протозвездной фазе является аккреция падающего на ядро вещества, в ходе чего происходит рост зарождающегося светила, и оно становится видимым, после того, как давление испускаемого света буквально сметает всю пыль на окраины.

Найди протозвезды в туманности Ориона!

Эта огромная панорама туманности Ориона получена из снимков . Данная туманность одна из самых больших и близких к нам колыбелей звезд. Попробуйте найти в этой туманности протозвезды, благо разрешение этой панорамы позволяет это сделать.

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.

Эпизод III. Расцвет жизненного пути звезды

Солнце снятое в линии H альфа. Наше звезда в самом расцвете сил.

В середине своей жизни космические светила могут обладать самыми разнообразными цветами, массой и габаритами. Цветовая палитра варьируется от голубоватых оттенков до красных, а их масса может быть значительно меньше солнечной, либо превышать ее более чем в триста раз. Главная последовательность жизненного цикла звезд длится около десяти миллиардов лет. После чего в ядре космического тела заканчивается водород. Этот момент принято считать переходом жизни объекта на следующий этап. По причине истощения водородных ресурсов в ядре останавливаются термоядерные реакции. Однако в период вновь начавшегося сжатия звезды начинается коллапс, который приводит к возникновению термоядерных реакций уже с участием гелия. Этот процесс стимулирует просто невероятное по масштабам расширение звезды. И теперь она считается красным гигантом.

Эпизод IV. Конец существования звезд и их гибель

Старые светила, как и их юные собратья, делятся на несколько видов: с малой массой, средних размеров, сверхмассивные звезды, и . Что касается объектов с небольшой массой, то до сих пор нельзя точно утверждать какие именно процессы с ними происходят на последних стадиях существования. Все подобные явления гипотетически описаны при помощи компьютерного моделирования, а не на основании тщательных наблюдений за ними. После окончательного выгорания углерода и кислорода происходит увеличение атмосферной оболочки звезды и быстрая потеря ею газовой составляющей. В финале своего эволюционного пути светила многократно сжимаются, а их плотность наоборот значительно возрастает. Такую звезду принято считать белым карликом. Затем в ее жизненной фазе следует период красного сверхгиганта. Последним в цикле существования звезды является ее превращение, в результате очень сильного сжатия, в нейтронную звезду. Однако не все подобные космические тела становятся таковыми. Некоторые, чаще всего наиболее крупные по параметрам (больше 20-30 масс Солнца), переходят в разряд черных дыр в результате коллапса.

Интересные факты из жизненных циклов звезд

Одним из самых своеобразных и примечательных сведений из звездной жизни космоса является то, что подавляющее большинство светил в нашей находятся на стадии красных карликов. Такие объекты обладают массой значительно меньшей, чем у Солнца.

Довольно интересно также и то, что магнитное притяжение нейтронных звезд в миллиарды раз выше аналогичного излучения земного светила.

Влияние массы на звезду

Еще одним не менее занимательным фактом можно назвать продолжительность существования самых огромных из известных типов звезд. В силу того, что их масса способна в сотни раз превышать солнечную, выделение ими энергии тоже многократно больше, иногда даже в миллионы раз. Следовательно, период их жизни длится гораздо меньше. В некоторых случаях их существование укладывается всего в несколько миллионов лет, против миллиардов лет жизни звезд с небольшой массой.

Интересным фактом также является противоположность черных дыр белым карликам. Примечательно то, что первые возникают из самых гигантских по массе звезд, а вторые, наоборот, из наименьших.

Во Вселенной существует огромное количество уникальных явлений, о которых можно говорить бесконечно, ведь космос крайне слабо изучен и исследован. Все человеческие знания о звездах и их жизненных циклах, которыми обладает современная наука, в основном получены из наблюдений и теоретических расчетов. Такие малоизученные явления и объекты дают почву для постоянной работы тысячам исследователей и ученых: астрономов, физиков, математиков, химиков. Благодаря их непрерывному труду, эти знания постоянно накапливаются, дополняются и изменяются, становясь, таким образом, более точными, достоверными и всеобъемлющими.

Звезды – светящиеся небесные тела, состоящие из газов и мерцающие в ночном небе. Наше Солнце – одна из приблизительно 100 квинтильонов (единица с 18 нолями) звезд Вселенной. Все химические вещества в твоем организме – от кальция в костях до цинка в волосах – образуются в раскаленных недрах звезд!

Насколько далеко находятся звезды?

Во Вселенной миллиарды звезд. Расстояние до ближайшей звезды – более 4 световых лет. Звезды, которые можно увидеть в телескоп, находятся на расстоянии тысяч световых лет. Благодаря скорости света мы видим, как выглядели ближние звезды несколько лет назад, а дальние – несколько тысячелетий назад.

Почему звезды разноцветные?

Если рассмотреть звезды в бинокль или телескоп, можно увидеть, что звезды бывают красными, желтыми, голубыми. Цвет – показатель температуры звезд. Температура поверхности наиболее холодных красных звезд – 2500-3500 К (кельвинов), желтых – около 5500 К, голубых – 10 000 – 50 000 К.

Что такое созвездие?

Созвездие – несколько звезд, объединенных в группу и образующих очертания узнаваемого предмета, по которому созвездию дают название. Известно 88 групп звезд, или созвездий. Многие из них названы в честь героев мифов и легенд.

Звездные полушария.

Землю разделяет посередине воображаемая линия, которая называется экватором. От того, где мы находимся, выше или ниже экватора, зависит, в каком мы полушарии – в Северном или в Южном. От нашего положения на Земле зависит, какие звезды мы видим. Некоторые звезды можно увидеть только из Северного полушария. К примеру, жители Южного полушария не видят Полярную звезду.

В Северном полушарии можно увидеть несколько известных созвездий: Пегас, Лебедь, Кассиопея, Волопас, Большая Медведица, Лев, верхняя часть Ориона.

В Южном полушарии можно увидеть созвездия: нижняя часть Ориона, Большой Пес, Феникс, Южный Крест, Павлин, Скорпион.

Что такое новая звезда?

Новая звезда – внезапное увеличение излучения звезды в тысячи раз. Новая звезда может появиться в созвездии, где есть две звезды – белый карлик (спящая звезда) и какая-нибудь другая. Если эти две звезды находятся достаточно близко, вещество с одной притягивается к белому карлику. Температура его поверхности повышается настолько, что белый карлик внезапно вспыхивает и становится новой звездой!

Сколько живут звезды?

Чем больше звезда, тем быстрее она умирает. Это может показаться странным, но чем больше масса звезды, тем сильнее она раскаляется и быстрее расходует запас топлива. Миллиарды лет полезной жизни нашего Солнца пройдут прежде, чем у него кончится водородное топливо. Сейчас Солнце находится на середине своего жизненного пути.

Наше солнце в конце концов превратиться в маленького белого карлика – сферическое тело размером с Землю! С этого момента Солнце начнет угасать, тускнеть, пока наконец не погаснет!

ЗВЕЗДЫ 4: МАССА И СРОК ЖИЗНИ

Массу звезды Главной последовательности можно определить по ее светимости в соответствии с отношением между массой и светимостью, открытым сэром Артуром Эддингтоном. Изучая двойные звезды, Эддингтон смог показать, что светимость звезды Главной последовательности приблизительно пропорциональна кубу ее массы.

В результате применения ньютоновской теории тяготения к движению Земли вокруг Солнца известно, что масса Солнца составляет около 2?10 30 кг. Для вычисления массы двух звезд в двойной системе необходимо знать расстояние между ними и орбитальный период. Расчеты производятся по третьему закону Кеплера, выраженному в следующей формуле:

масса (в солнечных массах)?период (годы) 2 = расстояние (в астрономических единицах) 3 .

Массу отдельных звезд в двойной системе легко вычислить из общей массы, так как отношение массы одной звезды к массе другой обратно пропорционально отношению между радиусами их орбит.

Жизненный срок звезды зависит от ее массы, так как звезды состоят в основном из водорода, который является их «топливом». Протоны (то есть ядра водорода) соединяются в ядре звезды, образуя ядра гелия. В ходе этого процесса высвобождается энергия порядка 70 10 12 Вт на каждый килограмм водорода в секунду. Поскольку Солнце излучает энергию порядка 4?10 26 Вт, следовательно, водород в его ядре превращается в гелий со скоростью 6?10 11 = 4?10 26 / 70 х 10 12 кг/с. Общая масса Солнца составляет 2?10 30 кг, поэтому запасы его водородного топлива будут исчерпаны через 3,5?10 18 секунд, что приблизительно равно 10 млрд. лет. Для звезды с массой т, выраженной в эквиваленте солнечных масс, и светимостью L, выраженной в единицах солнечной светимости, срок жизни составит m/L сроков жизни Солнца. Поскольку светимость звезды Главной последовательности приблизительно пропорциональна кубу ее массы, то чем больше масса звезды, тем короче срок ее жизни.

См. также статьи «Двойные звезды», «Законы Кеплера», «Светимость», «Закон тяготения Ньютона».