В какой-то момент в ядре звезды заканчивается топливо. И что?
«Человек любит компанию - даже если это всего лишь маленькая горящая свеча».
-Георг К. Лихтенберг
Обычно вы думаете о звездной эволюции, о сгорании звезд, как о мгновенном. В один момент у вас есть звезда, подобная нашему Солнцу, сжигающая водород в гелий, затем у вас есть гигантская звезда, сжигающая еще более тяжелые элементы, и, наконец, вы получаете катастрофические муки конца жизни звезды, поскольку она сбрасывает внешние слои, а внутреннее ядро либо сжимается, либо коллапсирует, в зависимости от типа звезды.
В любом случае, у вас есть разные фазы и не так уж много (что кажется) переходов между ними.
Если мы хотим понять, что происходит и как это происходит, мы могли бы также рассказать всю историю жизни звезды, от начала ее горения до конца.
Для начала все, что нам нужно, это новорожденная звезда. Только они не появляются сами по себе: их можно найти только в гигантских скоплениях!
В молодом звездном скоплении (например, NGC 265, выше) у вас есть звезды самых разных масс, начиная от самых массивных и горячих звезд класса O и B, которые составляют десятки (или даже в сотни) раз массивнее нашего Солнца, вплоть до самых маломассивных, самых красных и самых тусклых звезд М-класса. (Там тоже во много раз больше «неудавшихся звезд», но это уже тема в другой раз.)
Что придает этим звездам те цвета и яркость, которыми они обладают?
Легкомысленным ответом было бы «их масса», но правда немного более нюансирована и немного более поучительна.
Видите ли, причина, по которой эти звезды вообще сияют, заключается в том, что в их ядрах происходит ядерный синтез. После того, как огромное количество массы - эквивалент примерно 25 000 земных масс даже в самой маломассивной звезде М-класса - сжимается вместе в протозвезды, чрезвычайно нагреваясь, плотности и температуры в ядрах становятся достаточными, чтобы зажечь самоподдерживающуюся ядерную энергию. реакция синтеза.
Основное различие между тем, что делает звезду такой синей и яркой, а не красной и тусклой, связано с температурой внутри! Внутри Солнца, например, температура в самом ядре составляет около 15 миллионов Кельвинов, и ядерный синтез там происходит довольно быстро.
Но по мере того, как мы продвигаемся дальше, температура падает, но скорость синтеза падает экспоненциально с температурой! К тому времени, когда мы будем на 25% расстояния от Солнца, температура понизится менее чем в два раза, и все же скорость синтеза будет меньше 1% от того, что в ядре!
Вот почему звезда, температура которой может быть вдвое меньше солнечной, может жить в сотни раз дольше, а невероятно горячая звезда - подобная R136a1 (в ядре скопления внизу) с 260 размасса Солнца - проживет менее 0,1% до тех пор, пока наше Солнце.
Вот в чем разница между звездами, когда они рождаются впервые. Но по мере того, как они живут и сжигают свое топливо, области с отработавшим топливом начинают разрушаться. Существует несколько различных способов изменить громкость объектов; коллапс происходит адиабатически, что означает, что энтропия остается постоянной, но температура повышаетсявнутри звезды! А это означает, что более обширная область вокруг ядра может расплавить любое топливо, горящее в данный момент, а также то, что скорость синтеза возрастает.
В дополнение ко всему, что происходит, это означает, что температура и светимость звезд должны постепенно повышаться по мере их старения.
Со временем происходит то, что существует определенное давление излучения, которое должно исходить из всех слоев звезды, чтобы удержать ее от гравитационного коллапса. Солнце имеет постоянный радиус, потому что внешнее радиационное давление на поверхности (примерно) такое же, как и внутреннее гравитационное притяжение. Но когда в ядре звезды - и это относится к любому слою звезды - кончается горящее топливо, радиационное давление резко падает и начинает проигрывать гравитационному притяжению.
Здесь есть два варианта: либо ядро может сжаться и нагреться в достаточной степени, чтобы зажечь больше синтеза - будь то водород, гелий или, в случае самых массивных звезд, углеродный синтез и не только - или это может оставаться инертным, потому что не может нагреться настолько, чтобы сжечь топливо следующей ступени, и в этом случае конец звезды близок.
Для формирования гелиевого ядра требуется много времени - миллионы лет даже у самых массивных звезд - и горение гелия занимает, может быть, 10% времени горения водорода. В звездах, которые сжигают углерод, время от первого слияния углерода в ядре до того, как внутреннее ядро из железа вызовет сверхновую, составляет порядка тысячи лет, и не более. Эта часть истории очень быстрая!
На самом деле, как только во внутреннем ядре солнцеподобной звезды закончится водородное топливо в его центральной области , что произойдет с нашим собственным Солнцем через 5-7 миллиардов лет , оно сначала превратиться в субгигантскую звезду, где она останется в течение сотен миллионов лет, прежде чем воспламенится гелий и станет красным гигантом. Но этот первый шаг к тому, чтобы стать субгигантом, - это когда он навсегда покинет основную последовательность.
После этого все остальные шаги проходят относительно быстро, поскольку «главная последовательность» не зря так называется: именно там все звезды проводят основную часть своей жизни.
Внутри звезды с большей массой температура решает все, а конвекция слишком медленная, чтобы достаточно тщательно перемешать элементы. И именно поэтому даже гелий, который наше Солнце производит сегодня в своем ядре, поможет погасить термоядерные реакции через миллиарды лет; Потребуются сотни миллиардов лет, чтобы все ядро звезды циркулировало в нем новые элементы. (Кое-что действительно происходит, но только у звезд М-класса.)
И именно так на самом деле происходит звездная эволюция: гораздо ближе к «все сразу», чем большинство из нас думает!
Оставляйте свои комментарии на нашем форуме и поддержите Starts With A Bang на Patreon!