Звезды рождаются, живут и умирают, но их свет рассказывает замечательную историю, которая со временем меняется.
«Аристотель учил, что звезды состоят из другой материи, чем четыре земных элемента» - «квинтэссенция» - из которой также состоит человеческая психика. Вот почему дух человека соответствует звездам. Возможно, это не очень научная точка зрения, но мне нравится идея, что в каждом из нас есть немного звездного света». - Лиза Клейпас
Ах, а что, если вам нужен научный взгляд на звездный свет? В конце концов, именно благодаря самим звездам мы раскрыли некоторые из величайших тайн Вселенной.
Но хотя звезды на ночном небе могут казаться вам в основном белыми (и очень похожими друг на друга), реальность такова, что они бывают самых разных цветов и яркостей, как это известно фотография с космического телескопа Хаббл демонстрирует.
Хотите верьте, хотите нет, но каждая отдельная звезда во Вселенной - за исключением слияния с другой звездой - ее судьба полностью определена с рождения. Вот как все это работает, от начала до конца.
Когда достаточно большое молекулярное облако - облако холодного, богатого водородом газа - коллапсирует, значительная часть облака образует новые звезды. Как распределяется эта масса? Он распределен (примерно) равномерно по массе среди семи основных различных типов звезд главной последовательности.
Конечно, это означает, что только около 0.12% звезд будут звездами О- и В-типа по количеству, а около 75% будут М-звездами. Неудивительно, что O-звезды будут самыми яркими из всех звезд, поскольку, будучи самыми массивными, они также быстрее всего сжигают свое топливо, что делает их самыми яркими. По этой причине - когда мы смотрим на очень молодое звездное скопление - , мы обнаруживаем, что в нем доминируют эти невероятно яркие голубые звезды, хотя их значительно меньше гораздо более тусклых и красных звезд.
Если бы мы отложили светимость или собственную яркость каждой звезды в скоплении по оси y, а цвет (самый синий слева, самый красный справа) по оси x, мы получили бы путь, который змеится вверх. Этот тип диаграммы известен как диаграмма Герцшпрунга-Рассела (или для краткости диаграмма H-R), а извилистый путь известен как главная последовательность, где все звезды, которые в основном сжигают водород в своем ядре, живут. (И да, это включает наше Солнце!)
Но со временем в ядре звезд заканчивается водород, а самые голубые и массивные звезды сжигают свой водород быстрее всех! Совершенно новое скопление звезд будет состоять только из звезд главной последовательности, в то время как более старая популяция звезд будет иметь диаграмму H-R, которая выглядит намного сложнее. Например, шаровое скопление M55 довольно старое, и его H-R-диаграмма выглядит так.
Звезды большой массы - все те, что массивнее Солнца, в случае этого скопления - все уже давно перестали сжигать водород в своих ядрах. (Те немногие голубые звезды главной последовательности слева от поворота известны как голубые отставшие, и они возникают в результате слияния двух звезд главной последовательности с меньшей массой.) Когда это произойдет, почти каждая звезда будет иметь свое ядро, теперь лишенное ядра. водород, начинают сокращаться. И благодаря вашему другу термодинамике, когда ядро звезды сжимается в этих условиях, оно нагревается. В конце концов, она нагревается настолько, что водород начинает сливаться в оболочку вокруг ядра, что приводит к раздуванию звезды. (Все типы звезд будут делать это, кроме М-звезд, масса которых слишком мала, чтобы начать новую стадию синтеза.)
Это приводит к тому, что ваша звезда главной последовательности превращается в субгиганта, звезды, которая немного ярче и немного холоднее, чем звезда главной последовательности, которой она была раньше. Охлаждающая часть может вас удивить, но только внешние слои (и поверхность) холоднее, и холоднее они только потому, что звезда расширяется. Внутри ядро горит еще горячее, чем раньше, и именно эта увеличенная энергия делает звезду ярче и заставляет ее расширяться; просто расширение приводит к падению температуры поверхности, и поэтому, когда звезда увеличивается в объеме, она становится краснее.
Вот что происходит с Проционом, одной из самых ярких и близких звезд на ночном небе, которой всего 11 лет.5 световых лет от нас. В течение десятков миллионов лет сверхгигантские звезды будут продолжать расширяться и остывать в своих внешних слоях, в то время как их инертные ядра будут продолжать нагреваться, в конечном итоге достигая достаточно высокой температуры, чтобы начать синтез гелия в своем ядре!
На этой стадии звезда сильно раздувается и становится настоящим красным гигантом, фаза эволюции, которая может длиться сотни миллионов лет, и фаза, когда звезды достигают максимальной светимости. Эти звезды остывают по мере своего развития из-за их массивного увеличивающегося размера; точно так же, как адиабатическое сжатие вызвало нагрев ядра, адиабатическое расширение привело к падению температуры поверхности, даже если общий выход энергии увеличился. По мере того, как большой красный гигант начинает сжигать гелий в своем ядре - сначала в углерод, а затем в кислород и более тяжелые элементы - большая светимость остается примерно постоянной, но звезда эволюционирует, становясь меньше и голубее. Для сравнения, вот Солнце рядом с Арктуром, оранжевым гигантом, и Антаресом, красным гигантом.
Эта фаза эволюции известна как горизонтальная ветвь, и многие звезды даже мигрируют обратно к главной последовательности!
Таким образом, последовательность для почти всех звезд класса K (или более тяжелых) выглядит следующим образом: главная последовательность (горение водородного ядра) к субгиганту (горение водородной оболочки) к красному гиганту (горение гелиевого ядра) к звезда с горизонтальной ветвью (продолжающееся горение гелия в более тяжелые элементы).
Если звезда достаточно массивна, чтобы сжечь гелий в оболочке, в то время как ядро продолжает сжиматься, она снова движется к красному концу и снова становится еще более яркой. Хотя кажется, что он стал красным гигантом с еще более высокой температурой, это другая, отдельная фаза эволюции. Название фазы зависит от массы звезды, как показано в таблице ниже.
И этот цикл продолжается: ядро сжимается до тех пор, пока не начнется горение оболочки, и - если возможно - ядро будет нагреваться, чтобы обеспечить плавление тяжелых элементов ядра в еще более тяжелые (неон, магний, кремний, сера, и, в конечном счете, вплоть до железа, никеля и кобальта), в то время как звезда продолжает переключаться между более синими и красными цветами, но сохраняет очень высокую светимость.
Наконец, если первоначальная звезда имеет массу менее восьми-десяти масс Солнца, термоядерный синтез закончится, и ядро звезды сожмется до белого карлика, сбрасывая в процессе свои внешние слои и превращаясь в планетарная туманность, которая бывает самых разных великолепных цветов и форм.
Оставшиеся ядра - белых карликов - светятся всего на несколько миллионных долей ярче исходных звезд, из которых они произошли, хотя они обычно более горячие по температуре и, следовательно, более голубые по цвету, чем звезды главной последовательности они начинались как. И это подавляющее большинство звезд, у которых на данный момент закончилось топливо - все звезды K-типа, G, F, A и большинство звезд B-типа - все они в конце концов станут белыми карликами.
Но звезды, которые начали свою жизнь как звезды O-типа или яркие звезды B-типа, те, которые начинали с (примерно) в 10 раз больше массы нашего Солнца, те заканчивают свою жизнь с ядром, таким что отдельные атомы в ядре не могут противостоять гравитации, и все ядро разрушается, вызывая впечатляющий взрыв сверхновой, известный как сверхновая, в результате чего в конце жизни этих звезд образуется либо черная дыра, либо нейтронная звезда!
Когда все эти звезды умрут - когда у них, наконец, закончится топливо и они закончат свою жизнь в комбинации планетарной туманности/белого карлика, нейтронной звезды/черной дыры/сверхновой или просто сожмутся (для самого низкого массы звезд) в гелиевого белого карлика - они будут излучать гораздо меньшее количество света в течение триллионов или даже квадриллионов лет, так как для их охлаждения требуются огромные временные рамки. Но они больше не являются настоящими «звездами», как мы их понимаем, поэтому, хотя от них еще можно получить свет, это уже не звездный свет.
Итак, мы подошли к концу истории звездного света. Только в нашей галактике в какой-то момент этого жизненного цикла прямо сейчас насчитывается около 400 миллиардов звезд, и в нашей Вселенной (или больше) есть сотни миллиардов галактик, которые делают то же самое, что и наша собственная.
Наслаждайся представлением!
Оставляйте свои комментарии на нашем форуме и поддержите Starts With A Bang на Patreon!