Как умирает звезда Звезды var userAgent gent; if (! /Android|iPad|iPhone|iPod/. test(userAgent)) (() > r( renderTo: yandex_rtb_R-A-483911-9, blockId: R-A-483911-9 ) ) else (() > r( renderTo: yandex_rtb_R-A-483911-6, blockId: R-A-483911-6 ) ) СодержаниеПризнаки скорой смерти звездыФинальные стадии звёздной эволюцииЗвезды просто так не исчезают…Звезда почти никогда не умирает бесследно, всегда остается остов, вот только что за остов решает размер и масса: черные дыры, пульсары, белые карлики, нейтронные звезды. Смерть звёзд с одной стороны это разрушительный процесс, с другой созидательный. Звезда сама по себе это кузница химических элементов. Всё вокруг вас, все что вы сейчас видите и что не видите, было создано звёздами. Не сами предметы конечно, а то из чего они состоят- атомы. Даже мы сами — дети звёзд. Мы состоим из тех материалов которые произвела какая-то далекая и старая звезда во время своей грандиозной смерти. Вполне вероятно что атомы вашей левой и правой руки были произведены разными звёздами. Признаки скорой смерти звезды Каждая звезда во Вселенной — это огромный ядерный реактор по превращению одного элемента в другой. Мечта алхимиков древности, своеобразный философский камень. На заре своей жизни звезды генерируют свою силу превращая два атома водорода в гелий с выделением огромного количества энергии. Термоядерный Синтез в звездах Когда водород заканчивается, начинается производство углерода, затем кислорода и так вплоть до железа. Производство железа, это сигнал о том, что смерть подобралась к звезде очень близко. Тяжелее железа звезда уже ничего не может произвести. Железо поглощает всю энергию ядерного синтеза звёзд. Она просто дожигает своё топливо, неминуемо приближаясь к своему закату. Так звезда подобная солнцу (звездочка среднего размера), больше не может сдерживать свои внешние слои и они начинают сбрасываться, отдаляясь от ядра, все больше раздувая солнце становясь красным гигантом. Финальные стадии звёздной эволюции Жизненный цикл звёзд зависит от их массы. Крупные звёзды интенсивнее сжигают своё топливо и сгорают за несколько десятков миллионов лет. Мелкие могут «тлеть» сотни миллиардов лет. Таким образом, в зависимости от массы звезды будет происходить и процесс ее смерти. На рисунке ниже представлены примеры эволюции звезд различной массы. var userAgent gent; if (! /Android|iPad|iPhone|iPod/. test(userAgent)) (() > r( renderTo: yandex_rtb_R-A-483911-10, blockId: R-A-483911-10 ) ) else (() > r( renderTo: yandex_rtb_R-A-483911-11, blockId: R-A-483911-11 ) ) Рассмотрим более подробно, какие загадочные процессы происходят при окончаниижизненного цикла различных звезд. Сверхмассивные звёзды После того как звезда с массой большей, чем пять Солнечных масс, входит в стадию красного сверхгиганта, её ядро под действием сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия растут температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В результате самые большие и массивные звёзды сгорают быстро и взрываются сверхновыми. Взрыв сверхновой звезды В этой ослепительной вспышке сверхновой звезды выделяется в 100 раз больше энергии, чем даёт Солнце за всю свою жизнь. После взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра, а вокруг них — материя, выброшенная колоссальной энергией взрыва, которая после становится материалом для новых звёзд. Из наших ближайших звёздных соседей такая судьба ждёт, например, Бетельгейзе, однако когда она взорвётся, подсчитать невозможно. Процессы, протекающие при образовании сверхновой, до сих пор изучаются, и пока в этом вопросе нет ясности. Также под вопросом остаётся момент, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Бетельгейзе готовится к взрыву В настоящее время для сверхмассивной звезды есть четыре варианта развития событий: Сверхновые низкой массы порождают нейтронную звезду и газ. Сверхновые более высокой массы порождают чёрную дыру и газ. Массивные звёзды в результате прямого коллапса порождают массивную чёрную дыру без всяких других остатков. После взрыва гиперновой остаётся один только газ. Тем не менее, чаще всего рассматриваются два варианта: нейтронные звезды и чёрные дыры. Нейтронные звезды Дальше гравитация продолжает сжимать то, что осталось, но на определённом этапе ядерные силы останавливают сжатие и получается нейтронная звезда – пульсар. Нейтронная звезда — это страшный физический феномен. Ядро взорвавшейся звезды сжимается — примерно так же, как газ в двигателе внутреннего сгорания, только в очень большом и эффективном: шар диаметром в сотни тысяч километров превращается в шарик от 10 до 20 километров в поперечнике. Сила сжатия так велика, что электроны падают на атомные ядра, образуя нейтроны — отсюда название. Для ее поверхности характерны сверхсильные магнитные поля и сверхсильная гравитация. Что останется на месте остывшей нейтронной звезды, сказать сложно, а пронаблюдать — невозможно: мир слишком для этого слишком молод. Черные дыры Если же звезда была более, чем в 30 раз тяжелее Солнца, то после взрыва её, как сверхновой, гравитационный коллапс не останавливается – образуется чёрная дыра. Она имеет плотность такую, какую будет иметь Земля, если её сжать до диаметра 5 см. Поэтому сила гравитации чёрных дыр стремится к бесконечности. Такую силу притяжения не могут преодолеть даже частицы света со своими предельными скоростями. Поэтому чёрная дыра не отражает падающий на неё свет, она его поглощает. Отсюда такое название. Учёные предполагают, что в чёрных дырах не действуют законы физики, перестаёт существовать пространство и время, но остаётся информация в виде голографических проекций. Край чёрной дыры – горизонт событий – это граница времени и пространства. Центр чёрной дыры – сингулярность – физическая неопределённость. Чёрная дыра поглощает звезды и туманности пока им хватает места. А потом выбрасывает мощный поток газа – квазар за пределы галактики. Квазар Ширина квазара больше чем диаметр Солнечной системы. За границей галактики начинают формироваться новые звёзды и новые галактики. Звёзды среднего размера Другие, менее массивные звёзды (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) дольше, чем самые большие, остаются на главной последовательности, зато, сойдя с неё, умирают гораздо быстрее, чем их нейтронные родственники. Звезда подобная Солнцу— а это звездочка среднего размера, в конце существования больше не может сдерживать свои внешние слои и они начинают сбрасываться, отдаляясь от ядра, все больше раздувая солнце становясь красным гигантом. Изменения в величине излучаемой энергии заставляют звезду пройти через периоды нестабильности, включающие в себя изменения размера, температуры поверхности и выпуск энергии. Гравитация же действует в обратном направлении, сжимая ядро, увеличивая его плотность. Расширяясь, звезда достигает огромных размеров. В преддверии своей смерти наше Солнце поглотит Меркурий, Венеру, а потом и Землю. Восход во времена последних миллионов лет будет чем то невероятным. Солнце будет перекрывать весь горизонт испепеляя все на своем пути. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы, — ядро звезды может закончить свою эволюцию как: белый карлик (маломассивные звёзды); нейтронная звезда (пульсар), если масса звезды на поздних стадиях эволюции превышает 1,38 — 1,44 масс Солнца; чёрная дыра, если масса звезды превышает 2,5 — 3 массы Солнца. В момент когда топлива не останется даже для производства железа, звезда полностью скинет свои внешние слои, разнося элементы по вселенной. Ядро же сожмётся в безжизненный и очень плотный объект — белый карлик, размером с Землю. Получившийся объект будет обладать невероятной плотностью, в миллионы раз превышающий первоначальную. Белый карлик в Туманности кошачий глаз Подавляющему большинству звёзд, и Солнцу в том числе, придет конец, белый же карлик продолжит своё существование ещё миллиарды лет, заставляя планеты вращаться вокруг безжизненного остатка. Белые карлики составляют сейчас от 3 до 10% звёздного населения Вселенной. Их температура очень велика — более 20 000 К, более чем втрое больше, чем температура поверхности Солнца — но всё-таки меньше, чем у нейтронных звёзд, и благодаря более низкой температуре и большей площади белые карлики остывают быстрее — за 1014 — 1015 лет. Это означает, что в ближайшие 10 триллионов лет — когда Вселенная станет в тысячу раз старше, чем сейчас, — во вселенной появится новый тип объекта: чёрный карлик, продукт остывания белого карлика. Пока черных карликов в космосе нет. Даже самые старые остывающие звёзды на сегодняшний день потеряли максимум 0,2% своей энергии; для белого карлика с температурой в 20 000 К это означает остывание до 19 960 K. Звёзды с малой массой В настоящее время достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода в их недрах. Поскольку возраст Вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в таких звёздах, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах. Звезда Проксима Центавра Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных зонах, что вызывает их нестабильность и сильные звёздные ветры. В этом случае звезда просто постепенно испаряется. Звезда с массой менее 0,5 солнечной не в состоянии преобразовывать гелий даже после того, как в её ядре прекратятся реакции с участием водорода, — масса такой звезды слишком мала для того, чтобы обеспечить процессы, необходимые для ее взрыва. Примером такой звезды служит Проксима Центавра, срок пребывания которых на главной последовательности составляет от десятков миллиардов до десятков триллионов лет. К звёздам, которым уготован этот путь, относят красные карлики. После прекращения в их ядрах термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра. Звезды просто так не исчезают… Смерть звезд даёт строительный материал для Вселенной. Все химические элементы – золото, серебро, платина, железо и прочие образуются внутри умирающих звёзд и при их взрывах разлетаются в космос. Первые звёзды были массивными (в несколько тысяч раз больше Солнца) и нестабильными. Они быстро рождались и быстро умирали, оставляя после себя космическую пыль богатую разными химическими элементами. Образовались они из космических туманностей, благодаря энергии Большого Взрыва. В настоящее время, как и на более поздних этапах звёзды будут продолжать рождаться. Но толчком к этому будет служить взрыв другой сверхновой звезды. Его взрывная волна даёт импульс для взаимодействия частиц космической пыли, в результате чего они начинают двигаться и сцепляться, притягивая частицы и увеличиваясь в размерах. Молодая звезда и её околозвездное пространство на начальном этапе это бушующая стихия с большим количеством хаотично вращающихся малых планет. Сталкиваясь между собой некоторые из них рассыпаются, а другие растут, поглощая остатки первых. В результате таких столкновений у Меркурия, например, слетела его верхняя кора и осталось только ядро. Спустя 500 миллионов лет число планет уменьшается, а их размер увеличивается. Солнце относится к малым звёздам. Его гибель через 5 – 6 миллиардов лет будет проходить по первому сценарию. Сейчас во Вселенной 80% звёзд не крупнее чем Солнце. var userAgent gent; if (! /Android|iPad|iPhone|iPod/. test(userAgent)) (() > r( renderTo: yandex_rtb_R-A-483911-13, blockId: R-A-483911-13 ) ) else (() > r( renderTo: yandex_rtb_R-A-483911-14, blockId: R-A-483911-14 ) ) var userAgent gent; if (! /Android|iPad|iPhone|iPod/. test(userAgent)) (() > rWidget( renderTo: id-C-A-483911-7, blockId: C-A-483911-7 ) ) else (() > rWidget( renderTo: id-C-A-483911-8, blockId: C-A-483911-8 ) ) ВидеоИсточникиhttps: ///wiki/Звёздная_эволюция https: ///science/372862-kak-umirayut-zvyozdy/#part0 https: ///media/id/5b0ffc175a104f9075bad29f/kak-umiraiut-zvezdy-prosto-o-slojnom-5b3a1c1955000300a825adaa https: ///site/galainterfil/nauka/vselennaa/zveezdy/gibel-zveezd https: ///ru/post/413783/. Звезды которые умирают как сверхновые.

Звезды которые умирают как сверхновые - Влияние на нашу планету Наблюдение за сверхновыми Классификация звезд: объединение свойств Сверхновые II типа Место сверхновых во Вселенной

В течение жизни светящейся огненной звезды происходит бескомпромиссная борьба между противоборствующими силами. Кульминация — это высвобождение колоссального количества энергии.

Как устроены звезды: рождение, жизнь и смерть звезд

Ночь темная, ясная, без луны. Вы смотрите на небо. Вы видите тысячи звезд, расположенных в виде созвездий. Свет от этих звезд преодолел огромные расстояния, чтобы достичь Земли. Но что такое звезды? Как далеко они находятся? Все ли они одинаковы? Есть ли вокруг них другие планеты? В этой статье мы рассмотрим увлекательный мир звезд. Мы рассмотрим природу звезд, их типы, образование и смерть.

Звезды — это огромные светящиеся шары из горячих газов, в основном водорода и гелия. Некоторые звезды расположены относительно близко (30 ближайших звезд находятся на расстоянии 40 парсек друг от друга), а другие — очень, очень далеко. Астрономы могут измерить расстояние с помощью метода, называемого параллакс, который измеряет изменение положения звезды на небе в разное время года.

Некоторые звезды одиноко стоят на небе, у других есть спутники (двойные звезды), третьи входят в состав крупных звездных скоплений с тысячами или миллионами звезд.

Не все звезды одинаковы. Они бывают разных размеров, яркости, температуры и цвета. Они обладают многими свойствами, которые можно измерить, изучая излучаемый ими свет:

    • Температура
    • спектр или длина волны излучаемого ими света
    • Яркость
    • Яркость
    • размер (радиус)
    • масса
    • Движение (к нам или от нас, скорость вращения).

    звезды

    Туманность Пламя и туманность Конская голова в Поясе Ориона.

    И если вы изучаете звезды, вы захотите добавить эти термины в свой звездный словарь:

      • абсолютная величина — видимый размер звезды, когда она находится на расстоянии 10 парсек от Земли.
      • Светимость — яркость звезды, видимая с Земли, — это общее количество энергии, излучаемой звездой в секунду.
      • Парсек — мера расстояния (3,3 световых года, 33 триллиона километров) Световой год — мера расстояния (10 триллионов километров)
      • Спектр — свет различных длин волн, излучаемый звездой.
      • Масса Солнца — масса Солнца; 1,99 x 10 30 кг (330 000 масс Земли)
      • Солнечный радиус — радиус Солнца; 418 000 миль (696 000 км).

      Температура и спектр

      Некоторые звезды очень горячие, другие — менее. Это можно определить по цвету излучаемого ими света. Если вы посмотрите на угли на угольном гриле, то заметите, что раскаленные угли холоднее белых. То же самое относится и к звездам. Голубая или белая звезда горячее желтой звезды, которая, в свою очередь, горячее красной звезды. Таким образом, если вы посмотрите на самый сильный цвет или длину волны света, излучаемого звездой, вы можете рассчитать ее температуру (температура в градусах Кельвина = 3 x 10 6 / длина волны в нанометрах).

      Спектр звезды может также рассказать о содержащихся в ней химических элементах, поскольку различные элементы (например, водород, гелий, углерод, кальций) поглощают свет на разных длинах волн.

      Яркость, светимость и радиус

      звезды в Орионе

      Если вы посмотрите на ночное небо, то увидите, что некоторые звезды ярче других, как показано на этой фотографии Ориона.

      Яркость звезды определяется двумя факторами:

        • Светимость — сколько энергии он излучает в любой момент времени
        • Расстояние — как далеко от нас находится объект

        Прожектор излучает больше света, чем фонарь. То есть, фара светит ярче. Однако, когда фара находится на расстоянии 8 километров, она уже не такая яркая, потому что интенсивность света уменьшается с квадратом расстояния. Фара на расстоянии 8 км может казаться такой же яркой, как фонарь на расстоянии 15 см. То же самое относится и к звездам.

        Астрономы (профессионалы или любители) могут измерить яркость звезды (количество света, которое она излучает) с помощью фотометра или прибора с зарядовой связью (ПЗС) на конце телескопа. Если они знают яркость звезды и расстояние до звезды, они могут вычислить яркость звезды:

        Светимость = Светимость x 12,57 x (расстояние)².

        Светимость также связана с размером звезды. Чем больше звезда, тем больше энергии она излучает и тем ярче она светит. Это можно увидеть на примере угольного гриля. Три брикета раскаленного древесного угля производят больше энергии, чем один брикет раскаленного древесного угля при той же температуре. Аналогично, если две звезды имеют одинаковую температуру, но разные размеры, то большая звезда ярче меньшей: Большая звезда ярче меньшей.

        Однако если красный гигант имеет массу более 30 масс Солнца (или если он уже является сверхгигантом), а масса его ядра превышает предел Оппенгеймера-Волкова, составляющий примерно 2,5-3 массы Солнца, то ни белый карлик, ни нейтронная звезда не образуются.

        Признаки скорой смерти звезды

        Каждая звезда во Вселенной — это гигантский ядерный реактор для преобразования одного элемента в другой. Мечта древних алхимиков, своего рода философский камень. В начале своей жизни звезды вырабатывают энергию путем преобразования двух атомов водорода в гелий, выделяя при этом огромное количество энергии.

        Слияние в звездах

        Когда водород израсходован, звезды начинают производить углерод, затем кислород и так далее, пока не образуется железо.

        Производство железа является признаком того, что смерть приближается к звезде очень близко. Нет ничего тяжелее железа, что могла бы произвести звезда. Железо поглощает всю энергию ядерного синтеза звезды. Он просто сжигает свое топливо и неизбежно приближается к своей гибели. Поэтому такая звезда, как Солнце (звезда среднего размера), больше не может удерживать свои внешние слои вместе, и они начинают отслаиваться, удаляясь от ядра, раздувая Солнце все больше и больше и превращаясь в красного гиганта.

        Финальные стадии звёздной эволюции

        Жизненный цикл звезд зависит от их массы. Более крупные звезды сжигают свое топливо более интенсивно и сгорают за десятки миллионов лет. Более мелкие звезды могут тлеть сотни миллиардов лет. Поэтому в зависимости от массы звезды происходит процесс ее гибели. На следующем рисунке показаны примеры эволюции звезд разной массы.

        Давайте более подробно рассмотрим загадочные процессы в конце жизненного цикла различных звезд.

        Сверхмассивные звёзды

        После того как звезда с массой более пяти солнечных масс переходит в стадию красного сверхгиганта, ее ядро начинает сжиматься под действием гравитации. По мере его сжатия температура и плотность увеличиваются, и начинается новая последовательность термоядерных реакций.

        В результате крупные и более массивные звезды быстро сгорают и взрываются в виде сверхновых.

        Взрыв сверхновой звезды

        При этом ослепительном взрыве сверхновой звезды выделяется в 100 раз больше энергии, чем Солнце выделяет за всю свою жизнь. Взрыв сверхновой оставляет после себя нейтронную звезду или черную дыру, окруженную веществом, выброшенным огромной энергией взрыва, которое затем образует материал для новых звезд.

        Бетельгейзе, например, может встретить такую судьбу, как одна из наших ближайших звездных соседок, но невозможно рассчитать, когда она взорвется.

        Процессы, участвующие в образовании сверхновой, все еще изучаются и пока не ясны. Также сомнительно, что от первоначальной звезды осталось что-то целое.

        Бетельгейзе вот-вот взорвется

        В настоящее время существует четыре варианта сверхмассивной звезды:

        • Сверхновые малой массы производят нейтронную звезду и газ.
        • Сверхновые с большей массой рождают черную дыру и газ.
        • Массивные звезды, которые коллапсируют напрямую, образуют массивную черную дыру без каких-либо других остатков.
        • После взрыва сверхновой звезды остается только газ.

        Однако чаще всего рассматриваются два варианта: Нейтронные звезды и черные дыры.

        Нейтронные звезды

        Дальше гравитация продолжает сжимать то, что осталось, но на определенном этапе ядерные силы останавливают сжатие, и образуется нейтронная звезда — пульсар.

        Нейтронная звезда — это ужасающее физическое явление. Ядро взорвавшейся звезды сжимается — подобно газу в двигателе внутреннего сгорания, только очень масштабно и эффективно: сфера диаметром в сто тысяч километров превращается в сферу диаметром от 10 до 20 километров. Сила сжатия настолько велика, что электроны падают на атомные ядра и образуют нейтроны — отсюда и название. Его поверхность характеризуется сверхсильными магнитными полями и сверхсильной гравитацией.

        Что останется вместо холодной нейтронной звезды, сказать трудно, а наблюдать невозможно: Мир слишком молод для этого: мир слишком молод для этого.

        Черные дыры

        Звезды просто так не исчезают…

        В результате гибели звезд образуются строительные блоки для Вселенной. Все химические элементы — золото, серебро, платина, железо и другие — образуются в умирающих звездах, которые взрываются в космосе.

        Первые звезды были массивными (в несколько тысяч раз больше Солнца) и нестабильными. Они рождались и быстро умирали, оставляя после себя космическую пыль, богатую различными химическими веществами. Они образовались из космических туманностей благодаря энергии Большого взрыва.

        В настоящем, как и на более поздних этапах, звезды будут продолжать рождаться. Но они запускаются взрывом другой сверхновой. Ударная волна стимулирует взаимодействие частиц космической пыли, так что они перемещаются и слипаются, притягиваясь друг к другу и увеличивая свои размеры.

        Молодая звезда и окружающее ее пространство изначально представляют собой неуправляемую стихию с большим количеством хаотично вращающихся малых планет. Некоторые из них сталкиваются друг с другом, другие растут и поглощают останки первых.

        Например, Меркурий в результате таких столкновений лишился своей верхней коры, оставив только ядро.

        После 500 миллионов лет количество планет уменьшается, а их размер увеличивается.

        Солнце — одна из самых маленьких звезд. Его разрушение через 5-6 миллиардов лет будет происходить по первому сценарию. В настоящее время 80% звезд во Вселенной не больше Солнца.

        Процессы, участвующие в образовании сверхновой, все еще изучаются и пока не ясны. Также сомнительно, что от первоначальной звезды осталось что-то целое.

        Нейтронная звезда

        Здесь мы будем говорить о белых карликах. Но давайте сначала представим, что первоначальная звезда была тяжелой и эволюционировала немного дальше. В этом случае давления электронного газа будет недостаточно, чтобы остановить его коллапс, поэтому он будет продолжать коллапсировать, как и начал. И она сожмется до размера 11 км (для сравнения: белые карлики обычно размером с Землю, то есть в 1000 раз больше). В то же время его масса будет соответствовать массе гигантской звезды с массой нескольких наших солнц.

        Этот объект оказывается настолько плотным, что его материя состоит из нейтронов. Поэтому ее также называют нейтронной звездой. Это происходит потому, что, грубо говоря, электроны сжимаются в протоны, а нейтроны создаются. Здесь также вступает в силу эффект, что нейтроны являются фермионами, которые не хотят приближаться дальше и предотвращают дальнейший коллапс.

        В этом случае плотность в центре нейтронной звезды выше, чем в ядре обычного атома. Материя там находится в состоянии, в котором она производит частицы, которые были созданы только на ранних стадиях развития Вселенной. И мы даже не можем описать ядра нейтронных звезд, потому что наши расчеты дают только бесконечности и нули по отношению к ним.

        Нейтронные звезды интересны тем, что они могут иметь невероятно сильные магнитные поля. Поэтому белые карлики и нейтронные звезды являются для физиков и астрофизиков бесплатными космическими лабораториями для изучения условий, которые невозможны на Земле. Грубо говоря, на Земле мы можем создать поле в 10 4 Гс, но магнетары — это нейтронные звезды с очень большим полем в 10 16 Гс. А нейтронные звезды, условно говоря, представляют собой огромный сверхплотный, сверхпроводящий, сверхтекучий, вращающийся «кристалл» с огромным магнитным полем. И с помощью некоторых косвенных параметров мы можем изучить, как ведут себя там частицы. В астрофизике вы никогда не можете ничего потрогать, и вам приходится пытаться понять, как то или иное явление вызывает наблюдаемые эффекты, которые можно увидеть с Земли.

        Если белые карлики еще можно описать с помощью ньютоновской физики, то для описания нейтронных звезд уже приходится использовать общую теорию относительности, разработанную Эйнштейном. Это связано с таким параметром, как гравитационный радиус, т.е. радиус, который будет иметь объект, если он превратится в черную дыру. Для Солнца, например, гравитационный радиус составляет несколько метров, а поскольку размер Солнца намного больше этого радиуса, для него можно использовать обычную ньютоновскую физику. Для нейтронной звезды, например, гравитационный радиус составляет 4 километра, а ее радиус — 11 километров, и здесь мы не можем использовать обычную физику.

        Чёрная дыра

        Если исходная звезда была очень тяжелой и цикл термоядерного синтеза достиг железа, ничто не может остановить процесс коллапса и образуется черная дыра. А черные дыры — это очень странные объекты, о которых мы знаем очень мало, потому что вся их физическая сущность скрыта от нас гравитационным лучом, из которого не может выйти никакая информация, потому что даже свет не может выйти из него. Мы видим их лишь косвенно: например, по тому, как они искажают движение окружающих объектов.

        Все черные дыры обычно делятся на две категории: Черные дыры со звездной массой и сверхмассивные черные дыры, масса которых составляет сотни или тысячи солнечных масс. Сверхмассивные черные дыры образуются в ядрах галактик, и мы пока не знаем, как это происходит. Раньше их называли квазарами и считали активным ядром галактики, но затем было обнаружено, что это гигантская черная дыра, которая расщепляет звезды и образует вокруг себя аккреционный диск, излучающий рентгеновские лучи. Поскольку свет не уходит от таких объектов, кажется, что звезды движутся в пустом пространстве.

        Проблема в том, что черные дыры являются для нас математически сложными объектами, поскольку понятие черной дыры ассоциируется с сингулярностью, делением на ноль и бесконечностью. Поэтому, в целом, мы пока не знаем, как с ними работать. Математически получается, что материя за пределами гравитационного луча, за горизонтом событий, из которого свет не выходит, просто сжалась до точки.

        REDPIXEL.PL./ bigstock.com

        REDPIXEL.PL ./ bigstock.com

        Технически, черные дыры способны испаряться. После Большого взрыва сначала образовались первобытные черные дыры, которые были очень маленькими. В них работал так называемый механизм Хокинга, согласно которому частицы и античастицы могут создаваться на границах гравитационного поля черной дыры, за пределами горизонта событий. Это те, кто может покинуть гравитационное поле. Это называется вакуумной турбулентностью: обычно вакуум не является вакуумом — в нем постоянно рождаются и умирают частицы, и это ничему не противоречит.

        Но когда частица рождается в вакууме, она получает энергию от самого вакуума. Когда частицы рождаются в гравитационном поле, энергия гравитационного поля расходуется. Согласно аксиоме Эйнштейна о том, что масса и энергия эквивалентны, расходуемая энергия гравитационного поля приводит к расходуемой массе черной дыры. Первоначальные черные дыры были очень легкими и очень быстро теряли массу, поэтому предполагается, что все они испарились. А большие черные дыры испаряются очень медленно, поэтому для них этот механизм в принципе неверен. Но проблема в том, что мы не можем измерить их все.

        Звезды со средней массой от половины солнечной массы до десяти солнечных масс способны после сгорания водорода в центре сжигать более тяжелые химические элементы в своем составе — сначала гелий, затем углерод, затем кислород, а затем, по совпадению, вплоть до железа-56 (изотоп железа, который иногда называют «термоядерным пеплом»).

        Смерть сверхгигантов

        Остаток сверхновой звезды W49B

        Остаток сверхновой W49B.

        Сверхновые — это звезды с массой более 8-10 солнечных масс. В ядрах этих звезд после истощения водорода происходят термоядерные реакции с образованием гелия. После израсходования гелия ядро продолжает синтезировать все более тяжелые элементы. В ядре звезды образуются все новые и новые слои, каждый из которых имеет свой собственный тип термоядерного синтеза. На последней стадии своей эволюции такая звезда становится «слоистым» сверхгигантом. Железо плавится в его ядре, а ближе к поверхности продолжается синтез гелия из водорода.

        Слияние ядер железа и более тяжелых элементов происходит за счет поглощения энергии. Поэтому ядро сверхгиганта, превратившееся в железо, больше не может выделять энергию для уравновешивания гравитационных сил. Ядро теряет свое гидродинамическое равновесие и беспорядочно разрушается. Остальные слои звезды поддерживают это равновесие до тех пор, пока ядро не сократится до критического размера. Теперь другие слои и звезда в целом теряют свое гидродинамическое равновесие. Только в этом случае «побеждает» не сжатие, а энергия, которая высвобождается при коллапсе и дальнейших хаотических реакциях. Внешняя оболочка выбрасывается, и происходит взрыв сверхновой.

        Классовые различия

        Остаток сверхновой Кассиопея А

        Кассиопея Остаток сверхновой звезды

        Различные классы и подклассы сверхновых можно объяснить тем, какой была звезда до взрыва. Например, отсутствие водорода в сверхновых класса I (подклассы Ib, Ic) является следствием того, что в самой звезде не было водорода. Вероятно, часть его внешней оболочки была потеряна во время эволюции в тесную бинарную систему. Спектр подкласса Ic отличается от спектра подкласса Ib отсутствием гелия.

        В любом случае, сверхновые этой категории возникают в звездах без внешней водородно-гелиевой оболочки. Остальные слои держатся в довольно узких рамках по размеру и массе. Это связано с тем, что термоядерные реакции чередуются с наступлением определенной критической стадии. Вот почему взрывы звезд класса Ic и Ib так похожи. Их максимальная светимость примерно в 1,5 миллиарда раз превышает светимость Солнца. Они достигают такой яркости за 2-3 дня. После этого их яркость становится в 5-7 раз тусклее в течение месяца и медленно уменьшается в последующие месяцы.

        Сверхновые типа II имели водородно-гелиевую оболочку. В зависимости от массы звезды и других особенностей, эта оболочка может иметь различные пределы. Это объясняет широкий диапазон характера сверхновых. Их светимость может составлять от нескольких миллионов до нескольких миллиардов солнечных светимостей (исключая гамма-всплески, см. ниже), а динамика светимости сильно варьируется.

        Трансформация белого карлика

        Сверхновая типа Ia

        Сверхновые типа Ia

        Особый класс сверхновых — это сверхновые класса Ia. Это единственный класс сверхновых, которые могут возникать в эллиптических галактиках. Эта особенность позволяет предположить, что эти взрывы не являются результатом смерти сверхгиганта. Супергиганты не живут достаточно долго, чтобы их галактики «состарились», т.е. стали эллиптическими. Более того, все вспышки в этой категории имеют практически одинаковую яркость. По этой причине сверхновые типа Ia являются «стандартными свечами» Вселенной.

        Они появляются совершенно по-разному. Как упоминалось ранее, эти вспышки в чем-то похожи на новые вспышки. Схема их образования предполагает, что они также происходят из близлежащей системы, состоящей из белого карлика и его компаньона. Однако, в отличие от новых звезд, происходит другой, более разрушительный вид взрыва.

        По мере того как он «пожирает» своего компаньона, масса белого карлика растет, пока не достигнет предела Чандрасекара. Этот предел, около 1,38 солнечных масс, является верхним пределом массы белого карлика, после которого он становится нейтронной звездой. Такое событие приводит к термоядерному взрыву с мощным выделением энергии, на несколько порядков превышающим обычный взрыв с новым пламенем. Почти неизменное значение предела Чандрасекара объясняет небольшие различия в яркости между разными вспышками этого подкласса. Эта светимость почти в 6 миллиардов раз больше, чем у Солнца, и динамика ее изменения такая же, как у сверхновых класса Ib, Ic.

        Статья по теме:  Что означают проценты в прогнозе погоды на телефоне. Что означают проценты в погоде на айфоне.
Оцените статью
ОСЦИЛОГРАФ