Конспект лекции "Из жизни звезд"
Опубликован конспект лекции Анны Чашкиной "Из жизни звезд". Скачать файл pdf вы можете в разделе "Учёные-Детям"
"Из жизни звезд"
Рождение
Звезды рождаются в самых холодных уголках Вселенной - в плотных молекулярных облаках.
Впрочем, даже самые плотные из них, состоят из вещества в миллион раз более разреженного, чем самый глубокий вакуум, получаемый в лабораториях. Пыль непрозрачна для видимого света, поэтому формирующиеся звезды (протозвезды) невидимы человеческому глазу. Но их можно наблюдать по невидимому для глаз инфракрасному (тепловому) излучению. Звезды рождаются из гигантских молекулярных облаков, массы которых достигают тысяч и сотен тысяч солнечных, поэтому и звезды появляются не поодиночке, а группами - скоплениями и ассоциациями. Образовавшись, звезда своим излучением разрежает и разгоняет окружающие газ и пыль и постепенно становится видимой окружающему миру. Множество новорожденных звезд разрушает молекулярное облако, поэтому в звезды переходит лишь около десятой доли газа и пыли. (рис 1)
Чем живет звезда
Протозвезда разогревается и светит за счет сжатия, но звезде недостаточно гравитационной энергии для поддержания жизни. Если бы Солнце светило за счет сжатия, оно смогло бы гореть не дольше нескольких миллионов лет, а жизнь на Земле существует, по меньшей мере, миллиард.
Причина того, что наше Солнце практически не меняется уже около четырех миллиардов лет и, вероятно, просветит еще столько же, в огромных температурах солнечных недр. Это - около десяти-пятнадцати миллионов градусов! При таких температурах вещество представляет собой полностью ионизованную плазму, в которой атомные ядра и электроны летают отдельно друг от друга и сталкиваются с огромными скоростями. При этом легкие ядра могут объединяться друг с другом с выделением энергии - это называется термоядерными реакциями. Источник энергии большинства звезд - цепочка термоядерных реакций, приводящая к образованию из четырех ядер водорода (протонов) одного ядра гелия (альфа-частицы). Выделяемая при этом энергия поддерживает в ядре звезды температуру, достаточную для термоядерного синтеза, и давление, уравновешивающее гравитацию.
Слишком большие, слишком маленькие
Если масса звезды меньше примерно 6-8 сотых массы Солнца, температура в ядре недостаточна для термоядерных реакций, и эволюция объекта сводится к сжатию и остыванию. Такие объекты (называемые коричневыми карликами) слабее и меньше обычных звезд, и атмосферы у них холоднее - не 6000 градусов, как на Солнце, а меньше 3000. При таких условиях в атмосфере могут образовываться молекулы и пыль, выпадать дожди из тугоплавких металлов и даже случаться грозы.
С другой стороны, есть и верхний предел массы звезды, лежащий вблизи сотни масс Солнца, при котором звезду разрывает давление излучения и излишки массы выбрасываются в виде звездного ветра и отдельных газопылевых оболочек. Хорошо изученный пример - массивная звезда ƞ Киля, испытавшая мощную вспышку в XIX веке. Сейчас можно наблюдать расширяющуюся оболочку (туманность Гомункулюс), сброшенную во время этой вспышки. (рис 2)
Звезды-гиганты
Масса - основной параметр, определяющий свойства звезды и ее судьбу (как говорят, эволюцию). Когда в ядре заканчивается водород, оно снова начинает сжиматься. При этом термоядерные реакции продолжают идти вокруг ядра, они прогревают оболочку звезды и заставляют ее расширяться, порой в сотни и тысячи раз. У звезд типа Солнца эта стадия называется стадией гиганта и заканчивается сбросом оболочки. Остается компактное горячее ядро размером примерно с Землю, называемое белым карликом. Оно подсвечивает оболочки, сброшенные на стадии красного гиганта, при этом мы видим планетарную туманность. Планетарные туманности часто имеют причудливую форму, отражающую не только неустойчивую эволюцию звезды на стадии красного гиганта, но и возможную двойственность звезды или наличие планетной системы.
(рис 3, 4)
Смерть и жизнь после смерти
Звездам с массами больше восьми-десяти масс Солнца тоже рано или поздно начинает не
хватать ядерного горючего, и происходит это намного быстрее - через миллионы, а не через миллиарды лет. Пройдя короткую стадию красного сверхгиганта или сразу сбросив оболочку в виде плотного ветра, массивная звезда устраивает прощальный фейерверк галактического масштаба - вспышку сверхновой. Остатки звезды разлетаются во все стороны со скоростями в тысячи километров в секунду и порождают множество ударных волн, заметных еще много тысяч лет по радиоизлучению. (рис 5, 6)
Массивная звезда оставляет после себя сжимающееся ядро с массой больше массы Солнца. Оно может превратиться в нейтронную звезду - тело размером в несколько километров с сильным магнитным полем и огромной скоростью вращения. Самые массивные звездные ядра образуют черные дыры - сжимающиеся объекты с невидимой поверхностью.
Круг замыкается
Звезда рождается из газа и пыли и возвращает новую порцию газа и пыли в межзвездную среду. Выброшенное вещество отличается по составу - в нем больше гелия и более тяжелых элементов. Почти все ядра тяжелых элементов создаются в звездах или при вспышках сверхновых. В этом смысле на каждом из нас можно поставить клеймо "сделано в звезде".