От пыли к звездам: путеводитель по процессу звездообразования
Здравствуйте, друзья!
Вы когда-нибудь смотрели на ночное небо и восхищались мерцающими звездами над головой?
Но задумывались ли вы когда-нибудь, как появились эти небесные тела?
Каков их жизненный цикл и что происходит, когда они в конце концов достигают своего конца?
Присоединяйтесь к нам, и мы исследуем увлекательный процесс формирования звезд и тайны, окружающие смерть и возрождение этих впечатляющих объектов.
От рождения звезды до ее возможной гибели, мы углубимся в науку, стоящую за всем этим, и рассмотрим возможность существования жизни после смерти звезды.
Как мы изучаем звезды?
Звезды продолжают очаровывать нас спустя тысячи лет.
Невооруженному глазу многие из них кажутся белыми в ночном небе, хотя можно встретить красные, золотистые или оранжевые или даже имеющие синий оттенок.
Некоторые кажутся меньше или больше, и хотя на это часто влияет расстояние от нас до звезды, мы знаем, что звезды бывают разных размеров.
Телескопы, особенно те, которые могут обнаруживать электромагнитные волны, отличные от диапазона, который могут обнаружить наши глаза, помогли нам лучше понять звездообразование, изучая звезды на разных стадиях их жизненного цикла.
Телескоп Джеймса Уэбба — это новейшая технология, продолжающая эту работу: телескоп длиной более 6,5 метра (21 фута), способный обнаруживать свет золотого цвета, видимый в среднем инфракрасном диапазоне.
Одним из его основных направлений является изучение ранней Вселенной, когда формировались некоторые из самых ранних звезд и галактик.
Теперь, когда мы поняли историю изучения звезд, давайте пройдемся по жизненному циклу звезды.
Ранняя жизнь: звездообразование/протозвезда
Звезды формируются в облаках газа и пыли, называемых туманностями или звездными питомниками, в которых может образовываться от нескольких десятков до тысяч звезд.
Когда частицы пыли притягиваются друг к другу, сгустки или узлы газа и пыли начинают формироваться и вращаться вокруг друг друга.
Как только они наберут достаточную массу и скорость, они начнут сжиматься и нагреваться в центре.
Это горячее ядро представляет собой протозвезду, ожидающую начала жизни в качестве звезды, как только она станет достаточно горячей и плотной для осуществления ядерного синтеза.
Чтобы создать звезду, подобную нашему Солнцу, диаметром 1 391 000 километров (864 400 миль) потребовалось бы скопление газа и пыли, в сто раз превышающее размер нашей Солнечной системы.
Любая оставшаяся пыль может стать другими частями Солнечной системы, такими как планеты, астероиды или кометы — но они также могут остаться в прахе.
Если протозвезда не может набрать достаточную массу, может образоваться коричневый карлик, субзвездный объект, который не способен достичь и поддерживать термоядерный синтез водорода в своем ядре, в результате чего останется объект, который не является ни планетой, ни звездой.
Раньше это были только теоретические предположения, но теперь у нас есть доказательства, подтверждающие идею о том, что на каждые шесть звезд приходится один коричневый карлик.
Туманности богаты звездообразующим материалом. Они действительно являются космическими питомниками нашей Вселенной.
Середина жизни: звезды главной последовательности
Звезда рождается, как только горячее ядро в центре сгустка газа и пыли становится достаточно тяжелым и горячим, чтобы атомы водорода преодолели свои естественные тенденции отталкивания и слились в один атом гелия, высвобождая огромное количество энергии.
Коротко о главном: ядерный синтез — это противоположность делению ядра, расщеплению атома, которое мы смогли использовать для создания ядерного оружия и атомных электростанций.
Цель ядерного синтеза как возобновляемого источника энергии преследовалась давно, и хотя атомные электростанции являются жизнеспособным источником энергии, им еще предстоит выработать больше энергии, чем было вложено, и они создают много отходов, которые остаются радиоактивными в течение десятилетий, ни один из которых не идеален для для устойчивого возобновляемого ресурса.
Это препятствие было преодолено только 5 декабря 2022 года Национальным комплексом лазерных термоядерных реакций Ливерморской национальной лаборатории имени Лоуренса в Калифорнии.
192-лучевой лазер использовался для нагрева небольшого количества атомов водорода в капсуле размером не больше горошины перца до тех пор, пока атомы не нагрелись и не сжались, что в конечном итоге заставило атомы слиться и высвободить энергию, в результате чего было введено 2,05 мегаджоуля (МДж) энергии, которая произвела 3,15 МДж термоядерной энергии, чистый прирост составил 1,1 МДж!
Мы сохраняем осторожный оптимизм в отношении этих результатов, поскольку они могут стать началом новой эры в ядерной энергетике, но предстоит еще проделать огромный объем работы, чтобы превратить это в устойчивый, безопасный возобновляемый ресурс.
Но теперь давайте вернемся к образованию звезд.
Отток энергии от термоядерного синтеза, происходящего в сердце звезды, обеспечивает достаточное давление, чтобы предотвратить коллапс звезды.
Хотя это и не идеальная аналогия, представьте себе воздушный шар.
Это балансирующий акт увеличения давления воздуха внутри резины для формирования твердой формы.
Слишком мало воздуха и воздушный шар обмякает. Слишком много воздуха, и он лопнет, но есть много промежуточных размеров, пока все сохраняется в равновесии.
Как только происходит ядерный синтез, звезда немного сжимается и становится стабильной, такой она будет оставаться в течение миллионов или даже миллиардов лет.
Как только звезда рождается, она становится звездой Главной последовательности и остается таковой до тех пор, пока не начнет умирать.
Существует множество различных типов звезд Главной последовательности самых разных цветов, размеров, уровней яркости и температур.
Как показывает диаграмма Герцшпрунга-Рассела (Hertzsprung-Russel), существует общая тенденция в отношении возраста, размера и цвета.
Несмотря на то, что мы обычно видим здесь, на Земле, красные звезды холоднее.
Они еще очень горячие, но прохладные по отношению к другим звездам.
Самые маленькие и самые холодные звезды обычно красные, а красные карлики составляют всего 10% массы нашего Солнца и излучают только 0,01% солнечной энергии при температуре всего 3000–4000 градусов Кельвина (4940–6740 градусов по Фаренгейту или 2727–3727 градусов по Цельсию).
Они многочисленны и, как правило, старые.
Оранжевые и желтые звезды, подобные нашему Солнцу, обычно средние как по размеру, так и по температуре.
Голубые и сине-белые звезды являются самыми горячими.
Хотя мы обычно думаем о красном как о горячем, а о синем как о холодном, мы иногда видим это на Земле.
После того, как пламя задуто, фитиль свечи остается белым, пока не остынет до красного, а затем черного цвета.
Когда мы смотрим на сварочные горелки или горелки Бунзена, синее и белое пламя являются самыми горячими, в то время как желтое или красное пламя более холодное, опять же, все еще горячее и все еще может привести к повреждению, но в меньшем масштабе.
(Синие) Белые звезды, как правило, крупнее, ярче и горячее.
К ним относятся гипергиганты на дальнем краю.
Они чрезвычайно горячие, с температурой поверхности более 30 000 К, излучают в тысячи раз больше энергии, чем Солнце, и по меньшей мере в 100 раз массивнее Солнца, но часто чрезвычайно молодые, им всего несколько миллионов лет.
Конец жизни: Смерть звезды
Жизнь звезды обычно определяется ее размером.
Чем больше звезда, тем короче будет ее жизнь, хотя миллиарды лет — это типичная продолжительность жизни для всех звезд, кроме самых массивных.
По мере того, как водород синтезируется с образованием гелия, его запасы водорода истощаются, и постепенно ядро израсходует весь свой водород.
Звезда становится тяжелее (поскольку атомы гелия тяжелее водорода), и ей становится труднее поддерживать баланс, необходимый для существования звезды.
Ядро начинает сжиматься само по себе, повышая температуру, а затем плавя то, что осталось за пределами ядра.
Внешние слои звезды выталкиваются наружу, заставляя ее расширяться и охлаждаться, превращаясь в красного гиганта или красного сверхгиганта, если она достаточно массивна.
Если звезда достаточно массивна, коллапсирующее ядро может стать достаточно горячим, чтобы сплавить все более и более тяжелые элементы, образуя элементы, которые составят будущие планеты и даже формы жизни.
Но по мере образования все более и более тяжелых элементов ядерные реакции будут становиться все более нестабильными, яростно гореть, затухать, а затем яростно гореть снова, заставляя звезду пульсировать и сбрасывать свои внешние слои, что приводит к множеству вариантов.
Конец средней звезды (примерно в 1,4 раза превышающей массу нашего Солнца)
- Они будут продолжать выбрасывать слои в планетарную новую, поскольку гелий сплавляется с углеродом, и ядро в конечном итоге разрушается, оставляя после себя Белого Карлика, по сути, чрезвычайно горячий пепел звездного огня, которым он был;
- Белые карлики размером примерно с Землю, но содержат массу звезды. Даже чайная ложка одного из них может весить столько же, сколько слон – 5,5 тонн. Квантовая механика объясняет, что давление электронов уцелевших атомов удерживает звезду от дальнейшего коллапса. Это создает противоречивое явление, при котором чем меньше белый карлик в диаметре, тем больше его масса, поскольку чем массивнее ядро звезды, тем плотнее белый карлик;
- Они очень слабые, потому что они такие маленькие, и поскольку у них больше нет активной ядерной реакции, они будут медленно остывать и исчезать, превращаясь в так называемый черный карлик, хотя мы не можем их обнаружить, поскольку они излучают ту же температуру, что и микроволновый фон Вселенной. Это, в сочетании с современным пониманием древнейших известных звезд, означает, что на сегодняшний день известных черных карликов не существует.
Некоторые белые карлики станут новыми планетами, если они находятся в двойной или множественной звездной системе, поскольку они могут перетаскивать вещество из внешних слоев ближайшей звезды в ее поверхностный слой, вызывая взрыв ядерного синтеза, когда соберется достаточное количество вещества, существенно осветляя и выбрасывая материал.
Этот цикл может повторяться несколько раз, особенно для более крупных звезд этой категории, что в конечном итоге приводит к образованию сверхновой, если они становятся достаточно большими.
Конец большой звезды (масса которой в 1,4-3 раза превышает массу нашего Солнца)
- Коллапс ядра продолжается, сливаясь воедино, пока электроны и протоны не сольются с образованием нейтронов, создавая нейтронную звезду. Они невероятно плотные (похожи на плотность атомного ядра), создавая огромную гравитацию из-за их огромной массы в крошечном объеме;
- Подобно белым карликам, нейтронная звезда также может лишать вещества звезды-компаньоны, если она находится в двойной или множественной звездной системе.
Нейтронные звезды обладают мощными магнитными полями, которые могут создавать мощные пучки излучения вокруг своих магнитных полюсов за счет ускоряющихся атомных частиц.
Подобно прожекторам, эти лучи излучения проносятся вокруг по мере вращения звезды, и если они направлены на Землю, мы наблюдаем регулярные импульсы излучения, что приводит к термину пульсары для обозначения этих нейтронных звезд.
Конец очень большой звезды (более чем в 3 раза превышающей массу нашего Солнца)
Ядро полностью сжимается, образуя черную дыру бесконечной плотности и огромной гравитации.
Дополнительную информацию о черных дырах можно найти в наших предыдущих статьях здесь и здесь.
Конец гипергигантов (звезд, масса которых более чем в 8 раз превышает массу нашего Солнца)
- Ядро коллапсирует и взрывается сверхновой;
- После того, как было синтезировано достаточно элементов для создания железа, ядерный синтез больше не может продолжаться, поскольку синтез элементов с более высоким содержанием железа потребляет больше энергии, чем создает. Поскольку он больше не может поддерживать собственную массу, железное ядро разрушается, уменьшаясь с примерно 8 000 километров (5 000 миль) в поперечнике до дюжины за считанные секунды, поднимая температуру до 100 миллиардов градусов и более. Внешние слои начинают разрушаться, но затем отскакивают и резко выбрасываются наружу вместе со взрывом ядра;
- В течение нескольких дней или недель сверхновая сияет чрезвычайно ярко, затмевая даже галактики. Они извергают свои элементы и субатомные частицы, заселяя пространство вокруг себя. Взрывы сверхновых происходят примерно раз в сто лет в типичной галактике, и каждый год наблюдается около 25-50 сверхновых, но большинство из них находятся слишком далеко, чтобы их можно было увидеть без телескопа.
Звездное возрождение
Пыль и мусор, выброшенные в космос (супер)новыми, будут медленно смешиваться с окружающим межзвездным газом и пылью, обогащая эту область всеми тяжелыми элементами и соединениями, которые звезда произвела до и во время ее предсмертных агоний.
Это в течение миллионов лет обеспечит строительные блоки для нового поколения звезд и систем, запустив процесс заново.
Заключение
Так же, как и мы, звезды рождаются, живут полноценной жизнью, а затем умирают, открывая дверь в новую жизнь в пепле упавшей звезды.
Типичный жизненный цикл звезды охватывает медленную временную шкалу (по сравнению с нашей), включающую танец и последующее слияние атомов до тех пор, пока баланс не перестанет удерживаться и взрывы не разорвут ее на части, оставив после себя ряд различных вариантов, многие из которых позволить новой жизни сформироваться.
Поскольку мы продолжаем изучать звезды с помощью новых инструментов, кто знает, какие новые данные будут обнаружены.
Если у вас остались вопросы или вы хотите оставить комментарий по этой статье - напишите его в разделе комментариев ниже.
До скорых встреч! Заходите!
