Введение в формирование звёзд и их жизненный цикл
Linas JuozėnasПоделиться
Арка знаний · Вселенная · Глава 04
Жизнь звёзд
От холодных молекулярных облаков до ярко сияющих звёзд и компактных остатков: проследите за процессами, которые освещают галактики, преобразуют их газ и создают многие химические элементы вокруг нас.
Более массивные звёзды обычно светят гораздо ярче и намного быстрее расходуют своё топливо.
По мере того как ядерные реакции меняют состав, изменяется и строение звезды, и процессы, обеспечивающие её энергией.
Перенос массы, звёздные ветры и взаимодействия могут изменить дальнейшую судьбу звезды.
У каждой светящейся точки звёздного света своя история.
На ночном небе мы видим звёзды на самых разных этапах эволюции: объекты, которые всё ещё растут внутри пылевых облаков, звёзды, в которых стабильно идёт термоядерный синтез водорода, и остатки, сохранившиеся после того, как этот долгий процесс термоядерного синтеза в их ядрах завершился.
В предыдущей главе мы рассмотрели, как галактики приобретают свою форму и как складывается их история. Теперь мы заглянем внутрь них и проследим за объектами, которые излучают значительную часть их света и сильно меняют их химический состав.
Начальная масса звезды позволяет многое узнать о её эволюции. Состав, вращение, потеря массы и спутники открывают ещё больше путей эволюции. Некоторые массивные звёзды живут всего несколько миллионов лет; предполагается, что в самых маленьких красных карликах термоядерный синтез водорода будет продолжаться тысячи миллиардов лет. Наше Солнце находится в другой части этого диапазона.[5], [10], [12]
Десять окон в жизнь звёзд
Начните с холодного облака, проследите за энергией внутри звезды, а затем изучите, что остаётся после её эволюции.
Молекулярные облака и протозвёзды
Как тёмное облако становится источником звёздного света?
Звёзды начинают формироваться в плотных областях холодных межзвёздных облаков. Гравитация может притягивать сгусток газа внутрь, образуя протозвезду, которая накапливает вещество из окружающей среды, часто через диск. Задолго до начала длительного термоядерного синтеза водорода растущий объект может светиться за счёт аккреции и сжатия.
Турбулентность может собирать газ в плотные сгустки или помогать останавливать коллапс. На результат также влияют магнитные поля, фрагментация и потоки истекающего вещества. В облаке могут образоваться группы звёзд разной массы, хотя большая часть его газа остаётся за пределами звёзд. В этой статье рассматривается переход от колыбели звездообразования к отдельным растущим звёздам.[1]
Читать статью 01→Звёзды главной последовательности: термоядерный синтез водорода
Что не даёт звезде сжаться под действием собственной гравитации?
Находясь на главной последовательности, звезда превращает водород в гелий в своём ядре. Термоядерный синтез восполняет излучаемую энергию. Направленная наружу сила, возникающая из-за градиента внутреннего давления, уравновешивает гравитацию: в звёздах, подобных Солнцу, особенно важную роль играет давление горячего газа, а в массивных звёздах большую роль играет давление излучения.[2]
Звёзды большей массы обычно светят намного ярче и быстрее расходуют своё топливо. По оценкам, самые маленькие красные карлики живут триллионы лет - намного дольше нынешнего возраста Вселенной. Их дальнейшая эволюция является теоретическим прогнозом, а не полным жизненным циклом, который мы уже наблюдали от начала до конца.[5]
Читать статью 02→Пути реакций термоядерного синтеза
Как разные реакции могут приводить к одинаковому превращению звёздного топлива?
Большую часть энергии термоядерного синтеза в Солнце обеспечивает протон-протонная цепочка. В более горячих звёздных ядрах может преобладать цикл CNO, если присутствуют углерод, азот и кислород, способные действовать как катализаторы. В обоих путях реакций водород в конечном счёте превращается в гелий.
Относительная важность этих путей реакций зависит от температуры и химического состава, которые связаны с массой и историей звезды. На более поздних стадиях горения происходят другие реакции, включая синтез ядер гелия. Понимание этих путей реакций объясняет, почему звезды с большим запасом топлива всё же могут существовать гораздо меньше времени.[3]
Читать статью 03→Маломассивные звёзды: красные гиганты и белые карлики
Что остаётся после того, как звезда сбрасывает внешние слои?
Когда похожая на Солнце звезда исчерпывает водород в ядре, синтез водорода продолжается в окружающем его слое, а звезда расширяется и становится гигантом. Позже в ядре начинается синтез гелия. На следующей стадии гиганта водород и гелий горят в отдельных слоях, пока звезда наконец не теряет внешнюю оболочку.
Обнажившийся остаток становится белым карликом: компактным, изначально горячим объектом, который со временем остывает. Выброшенный газ может светиться как планетарная туманность, хотя прямой связи с планетами у неё нет. Согласно прогнозам, самые маломассивные красные карлики эволюционируют медленнее и могут миновать обычную стадию гиганта.[4], [5]
Читать статью 04→Массивные звёзды: сверхгиганты и сверхновые при коллапсе ядра
Почему конец жизни одной звезды может изменить её окружение?
Массивные звёзды могут проходить стадии сверхгигантов и последовательные этапы ядерного горения. У многих из них образуется богатое железом ядро, в котором обычный ядерный синтез более тяжёлых ядер уже не может высвобождать энергию. Когда силы, поддерживающие ядро, иссякают, оно коллапсирует.
Успешный взрыв сверхновой при коллапсе ядра выбрасывает вещество звезды и посылает ударную волну в окружающий газ. Однако при некоторых коллапсах взрыв бывает тусклым или вовсе не сопровождается яркой вспышкой. То, что останется — нейтронная звезда или чёрная дыра, — зависит от конечной массы ядра и его истории; одной только исходной массы недостаточно для точного прогноза.[6]
Читать статью 05→Нейтронные звёзды и пульсары
Как звёздный остаток может превратиться в чрезвычайно точный маяк?
Одна нейтронная звезда вмещает массу, примерно равную массе Солнца или превышающую её, в шар диаметром всего в несколько десятков километров. Её гравитация, плотность, вращение и магнитное поле создают условия, разительно отличающиеся от условий внутри обычной звезды.
Многие нейтронные звёзды мы наблюдаем как пульсары, когда их излучение при вращении пересекает направление нашего наблюдения и создаёт повторяющиеся импульсы. Важна геометрия наблюдения: нейтронная звезда не обязательно выглядит для нас как пульсар. Эти сигналы позволяют астрономам изучать материю и гравитацию в экстремальных условиях.[7]
Читайте статью 06→Магнетары: чрезвычайно сильные магнитные поля
Что происходит, когда активность нейтронной звезды определяется её магнитным полем?
Магнетары — это нейтронные звёзды, исключительная активность которых в основном питается изменением и ослаблением сильных магнитных полей. Они могут испускать вспышки и, реже, гигантские вспышки, видимые далеко за пределами их ближайшего окружения.
Магнитные напряжения могут воздействовать на кору и менять конфигурацию поля вокруг звезды. Распространённое объяснение через «звездотрясение» описывает лишь один из возможных аспектов этих явлений, однако весь механизм вспышек по-прежнему активно исследуется. В этой теме рассматривается, как накопленная магнитная энергия превращается в излучение.[8]
Читайте статью 07→Звёздные чёрные дыры
Как изучают остаток, из-за горизонта которого не может вырваться свет?
Ядра некоторых звёзд коллапсируют и превращаются в чёрные дыры — либо после взрыва, когда часть вещества падает обратно, либо в результате коллапса без яркой сверхновой. Исход определяют потеря массы, химический состав, вращение и взаимодействие со звёздами-компаньонами.[6]
Астрономы могут обнаруживать звёздные чёрные дыры по их гравитационному воздействию, излучению аккрецирующего вещества поблизости и гравитационным волнам, возникающим при слиянии компактных двойных систем. Эти остатки связывают эволюцию звёзд с одними из самых прямых проверок сильной гравитации.[10]
Читайте статью 08→Нуклеосинтез: элементы тяжелее железа
Как образуются золото, свинец и уран?
Многие ядра тяжелее железа образуются в результате захвата нейтронов. При медленном процессе захват нейтронов обычно происходит достаточно медленно, чтобы нестабильные ядра успевали распасться между захватами. Стареющие гиганты — важные места образования этих ядер; часть из них также производят массивные звёзды до взрыва.[4]
Так называемый быстрый процесс требует гораздо более интенсивного воздействия потока нейтронов. Подтверждённое место его протекания — вещество, выброшенное при слиянии нейтронных звёзд; возможно, в нём также участвуют редкие звёздные взрывы. Разные процессы создают разные части совокупности тяжёлых элементов; ни один тип сверхновых не производит их все.[9]
Читайте статью 09→Двойные звёзды и экзотические явления
Как меняется история звезды, когда рядом есть другая звезда?
Звёзды в тесных двойных системах могут обмениваться массой, сбрасывать оболочки друг друга или сливаться. Такое взаимодействие может изменить ход эволюции задолго до образования компактного остатка, поэтому звезда-компаньон — один из важнейших факторов, определяющих будущее звезды.[10]
Классическая новая — это термоядерная вспышка в веществе, накопившемся на поверхности белого карлика; белый карлик сохраняется и может вспыхнуть снова. А сверхновая типа Ia — это термоядерный взрыв белого карлика, для которого предложено несколько сценариев эволюции двойных систем. Компактные двойные системы со временем также могут слиться и породить гравитационные волны.[10], [11]
Читайте статью 10→Что меняется — и что возвращается в космос?
Гравитация собирает газ, термоядерный синтез изменяет атомные ядра, а звёздные ветры или взрывы возвращают часть вещества в окружающую среду. Другая часть остаётся в долгоживущих звёздах или их компактных остатках.
Звёзды следующих поколений могут формироваться из газа, обогащённого предыдущими поколениями. Это связывает эволюцию звёзд с химическим составом каменистых планет, минералов и живых организмов. Вещество действительно используется повторно, но отдельная звезда не обязательно проходит этот цикл снова.
Как мы можем восстановить столь долгую историю жизни звёзд?
Астрономы сравнивают звёзды разной массы и возраста, изучают их спектры, исследуют скопления и проверяют модели внутреннего строения звёзд. Пульсации, взрывы, движение двойных звёзд и гравитационные волны дают дополнительные способы изучать этапы, которые обычный звёздный свет не может полностью раскрыть.[7], [10], [12]
При чтении обратите внимание на три вещи: что поддерживает равновесие звезды, что обеспечивает её энергией и сколько массы она сохраняет. Вместе они помогают понять, почему эволюционные пути звёзд расходятся.
Источники и дополнительная литература
Обзоры авторов, конспекты по физике звёзд и пояснительные тексты NASA, на которые опирается этот обзор главы. В отдельных статьях каждая тема рассматривается подробнее.
- McKee и Ostriker (2007) — Теория звездообразованияСтроение облаков, гравитационный коллапс, турбулентность, магнитные поля и растущие протозвёзды.
- Pols (2011) — Строение и эволюция звёзд, главы 1–4Конспекты лекций автора, в которых объясняются гидростатическое равновесие, давление и внутреннее строение звёзд.
- Adelberger и др. (2011) — Эффективные сечения реакций термоядерного синтеза в звёздах: II. Протон-протонная цепочка и циклы CNOРеакции горения водорода, их зависимость от температуры и роль катализаторов CNO.
- Karakas и Lattanzio (2014) — Обзор Dawes № 2: нуклеосинтез и выход элементов у одиночных звёзд малой и средней массыЭволюция звёзд-гигантов, горение в слоях, потеря оболочки и образование элементов.
- Adams, Laughlin и Graves (2004) — Красные карлики и конец главной последовательностиПрогнозируемая долгосрочная эволюция красных карликов с очень малой массой.
- Sukhbold и др. (2016) — Сверхновые с коллапсом ядра звёзд массой 9–120 масс Солнца в моделях взрывов, вызванных энергией нейтриноМодели, показывающие, как строение ядра определяет, взорвётся ли звезда и какой остаток образуется.
- NASA (2017) — Нейтронные звёзды — странные объекты!Введение в компактные нейтронные звёзды, пульсары и необычные физические условия на них.
- Kaspi и Beloborodov (2017) — МагнетарыЭволюция магнитного поля, вспышки, гигантские всплески и нерешённые вопросы активности магнетаров.
- Cowan и др. (2021) — Происхождение самых тяжёлых элементов: быстрый процесс захвата нейтроновr-процесс, слияния нейтронных звёзд и другие возможные астрофизические места, где происходит этот процесс.
- Chen, Liu и Han (2024) — Двойные звёзды в новом тысячелетииПеренос массы, звёздные остатки, термоядерные взрывы и эволюция компактных двойных систем.
- NASA (2025) — Что такое новая? Взгляд на хаос извергающихся и взрывающихся звёздОсновной механизм классической новой и выживание белого карлика.
- NASA — Основные сведения о звёздахДоступный обзор рождения звёзд, ядерного синтеза и влияния большой массы.