Звезды действительно рождаются из звездной пыли, и поскольку звезды - это фабрики, производящие все тяжелые элементы, наш мир и все в нем также происходит из звездной пыли.
Его облака, состоящие в основном из молекул газообразного водорода, плавают в невообразимой холоде космоса, пока гравитация не заставит их схлопнуться и образовать звезды.
Все звезды созданы равными, но, как и люди, они бывают разными. Основным фактором, определяющим характеристики звезды, является количество звездной пыли, участвующей в ее образовании.
Некоторые звезды очень большие, и у них короткая впечатляющая жизнь, в то время как другие настолько малы, что у них едва хватило массы, чтобы стать звездой, а у них чрезвычайно долгая жизнь. Жизненный цикл звезды, как объясняют НАСА и другие космические авторитеты, сильно зависит от массы.
Звезды размером примерно с наше Солнце считаются маленькими звездами, но они не такие маленькие, как красные. карлики, которые имеют массу примерно половину массы Солнца и настолько близки к вечности, насколько может звезда получать.
Жизненный цикл маломассивной звезды, такой 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 драматически заканчивают свою жизнь.
Формирование протозвезды
Гравитация, таинственная сила, которая удерживает наши ноги приклеенными к земле и вращающие планеты по своим орбитам, ответственна за звездообразование. В облаках межзвездного газа и пыли, которые плавают вокруг Вселенной, гравитация объединяет молекулы в небольшие сгустки, которые вырываются из своих родительских облаков и становятся протозвездами. Иногда коллапс вызывается космическим событием, например, сверхновой.
Благодаря своей увеличенной массе протозвезды способны притягивать больше звездной пыли. Сохранение количества движения заставляет коллапсирующую материю образовывать вращающийся диск, а температура увеличивается из-за увеличения давления и кинетической энергии, выделяемой молекулами газа, притянутыми к центр.
Считается, что в туманности Ориона, помимо других мест, существует несколько протозвезд. Очень молодые слишком расплывчаты, чтобы их можно было увидеть, но со временем они становятся непрозрачными, когда сливаются. Когда это происходит, скопление вещества улавливает инфракрасное излучение в ядре, что еще больше увеличивает температуру и давление, в конечном итоге предотвращая попадание большего количества вещества в ядро.
Оболочка звезды продолжает притягивать материю и расти, однако, пока не происходит нечто невероятное.
Термоядерная искра жизни
Трудно поверить, что гравитация, которая является сравнительно слабой силой, может ускорить цепочку событий, которая приведет к термоядерной реакции, но это то, что происходит. По мере того как протозвезда продолжает наращивать материю, давление в ядре становится настолько сильным, что водород начинает превращаться в гелий, 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 звездообразования Т-Тельца, 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 звезды начинает рассеиваться, а то, что осталось, объединяется в планеты. Солнечный ветер стихает, и звезда переходит в период стабильности на главной последовательности. В течение этого периода внешняя сила, создаваемая реакцией синтеза водорода с гелием, происходящей в ядре, уравновешивает притяжение внутренней силы тяжести, и звезда не теряет и не приобретает материю.
Жизненный цикл маленькой звезды: основная последовательность
Большинство звезд на ночном небе являются звездами главной последовательности, потому что этот период является самым продолжительным в жизни любой звезды. На главной последовательности звезда превращает водород в гелий, и это продолжается до тех пор, пока у нее не закончится водородное топливо.
Реакция слияния происходит быстрее у массивных звезд, чем у более мелких, поэтому массивные звезды горят более горячим, белым или синим светом, и они горят более короткое время. В то время как звезда размером с Солнце просуществует 10 миллиардов лет, сверхмассивный голубой гигант может просуществовать только 20 миллионов.
Обычно в звездах главной последовательности происходят два типа термоядерных реакций, но в звездах меньшего размера, 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 сталкиваться с образованием ядер гелия-2, высвобождая v-нейтрино и позитрон в процессе. Когда другой протон сталкивается с вновь образованным ядром гелия-2, 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 подцепь, которая происходит в основной реакции, производит бериллий-7 и литий-7, но это переходные элементы, которые объединяются после столкновения с позитроном, чтобы создать два ядра гелия-4. Другая подцепь производит бериллий-8, который нестабилен и самопроизвольно распадается на два ядра гелия-4. На эти подпроцессы приходится около 15 процентов от общего производства энергии.
Пост-основной эпизод - Золотые годы
Золотые годы в жизненном цикле человека - это те годы, когда энергия начинает убывать, и то же самое верно и для звезды. Золотые годы для звезды с низкой массой наступают, когда звезда израсходовала все водородное топливо в своем ядре, и этот период также известен как пост-главная последовательность. Реакция синтеза в ядре прекращается, и внешняя гелиевая оболочка схлопывается, создавая тепловую энергию, поскольку потенциальная энергия в схлопывающейся оболочке преобразуется в кинетическую энергию.
Дополнительное тепло заставляет водород в оболочке снова начать плавиться, но на этот раз в результате реакции выделяется больше тепла, чем когда она происходила только в ядре.
Синтез водородного слоя 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, поскольку все больше гелия попадает внутрь в результате реакций синтеза водорода, происходящих в оболочке. Он становится настолько горячим, что в ядре начинается синтез гелия с образованием бериллия, углерода и кислорода, и как только начинается эта реакция (называемая гелиевой вспышкой), она быстро распространяется.
После того, как гелий в оболочке истощается, ядро маленькой звезды не может генерировать достаточно тепла, чтобы сплавить более тяжелые элементы, которые были созданы, и оболочка, окружающая ядро, снова схлопывается. Этот коллапс генерирует значительное количество тепла - достаточное, чтобы начать синтез гелия в оболочке - и новый реакция начинается новый период расширения, в течение которого радиус звезды увеличивается в 100 раз от первоначального радиус.
Когда наше Солнце достигнет этой стадии, оно выйдет за пределы орбиты Марса.
Звезды размером с Солнце расширяются, превращаясь в планетарные туманности
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» неверен, потому что он не имеет ничего общего с планетами.
Это феномен, ответственный за драматические образы Глаза Бога (туманность Спираль) и другие подобные изображения, которые наполняют Интернет. Планетарная туманность не является планетарной по своей природе, она является признаком гибели маленькой звезды.
Когда звезда расширяется во вторую фазу красного гиганта, ядро одновременно коллапсирует в сверхгорячий белый цвет. карлик, который представляет собой плотный остаток, который имеет большую часть массы исходной звезды, упакованной в размер Земли сфера. Белый карлик испускает ультрафиолетовое излучение, которое ионизирует газ в расширяющейся оболочке, создавая драматические цвета и формы.
Что осталось - это белый карлик
Планетарные туманности существуют недолго, они рассеиваются примерно за 20 000 лет. Однако белый карлик, который остается после рассеяния планетарной туманности, очень долговечен. По сути, это кусок углерода и кислорода, смешанный с электронами, которые упакованы настолько плотно, что их называют вырожденными. По законам квантовой механики они не могут сжиматься дальше. Звезда в миллион раз плотнее воды.
Внутри белого карлика не происходит никаких реакций синтеза, но он остается горячим из-за небольшой площади поверхности, что ограничивает количество излучаемой им энергии. В конечном итоге он остынет и превратится в черный инертный кусок углерода и вырожденных электронов, но на это уйдет от 10 до 100 миллиардов лет. Вселенная еще недостаточно стара, чтобы это произошло.
Масса влияет на жизненный цикл
Звезда размером с Солнце станет белым карликом, когда она будет потреблять водородное топливо, но звезду с массой в ядре в 1,4 раза больше Солнца ждет другая судьба.
Звезды с этой массой, которая известна как предел Чандрасекара, продолжают коллапсировать, потому что силы гравитации достаточно, чтобы преодолеть внешнее сопротивление вырождения электронов. Вместо того, чтобы становиться белыми карликами, они становятся нейтронными звездами.
Поскольку предел массы Чандрасекара применяется к ядру после того, как звезда излучает большую часть своей массы, и поскольку потеря массы равна Значительно, звезда должна иметь массу примерно в восемь раз больше Солнца, прежде чем она войдет в фазу красного гиганта, чтобы стать нейтронной звездой.
Красные карлики - это звезды с массой от половины до трех четвертей солнечной массы. Они самые холодные из всех звезд и не накапливают столько гелия в своих ядрах. Следовательно, они не расширяются, чтобы стать красными гигантами, когда исчерпали свое ядерное топливо. Вместо этого они напрямую сжимаются в белых карликов без образования планетарной туманности. Однако из-за того, что 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 массы Солнца известны как коричневые карлики. На самом деле это вовсе не звезды, потому что, когда они образовались, у них не было достаточной массы, чтобы инициировать синтез водорода. Сжимающие силы гравитации действительно генерируют достаточно энергии для излучения таких звезд, но это с едва заметным светом в дальнем красном конце спектра.
Поскольку нет расхода топлива, ничто не может помешать такой звезде оставаться такой же, как и в течение всего времени существования Вселенной. В непосредственной близости от Солнечной системы может быть один или несколько из них, и поскольку они светят так тускло, мы никогда не узнаем, что они там были.
