От того, как они рождаются, до того, как они живут до конца своего жизненного цикла, эта история является общей для них всех.
«Только человек рождается плачущим, живет с жалобами и умирает разочарованным».
- Сэмюэл Джонсон
Но звезды, в отличие от людей, рождаются сияющими, с сотнями (как минимум) братьев и сестер, сияют все ярче на протяжении своей жизни и умирают эффектным образом. Насколько мы можем судить, вот история прошлого, настоящего и будущего всех солнцеподобных звезд в нашей галактике.
В какой-то момент в далеком прошлом каждая звезда в нашей галактике когда-то была не более чем молекулярным облаком газа, и гравитация пыталась сжать это облако в точку, как это всегда и бывает.
Но гравитация обычно не может добиться этого сама по себе; облако должно быть достаточно прохладным, а внутреннее давление должно быть достаточно низким, чтобы оно сжалось. Простое ожидание достаточно долго сделает это, если вы подождете, пока внутренняя температура и давление упадут. Но это процесс, который может занять от миллионов до миллиардов лет! Если только вы не одни из самых первых формирующихся во Вселенной - когда нет другого выхода - это помогает получить толчок.
В нашей неспокойной галактике близлежащая сверхновая - спровоцированная предыдущими поколениями звезд - может быть именно тем, что необходимо, чтобы заставить молекулярное облако коллапсировать.
Как только начнется этот коллапс, вы неизбежно получите один регион, который начнет накапливать больше массы, чем другие регионы вокруг него. Из-за того, что гравитация является неуправляемым процессом, изначально более массивная область начнет постепенно притягивать все большую и большую массу во все меньший и меньший объем. В конце концов, вы начнете получать безудержный гравитационный рост, поскольку он начинает преимущественно притягивать все материю в своем окружении. Но облако все равно будет темным, и пока не будет видно вашим глазам.
Но кое-что можно увидеть, если смотреть за пределы своих глаз.
Внутри этих темных молекулярных облаков, где коллапсируют газ и пыль, давление и температура растут быстрее, чем они могут излучать это тепло. В то время как внешние слои газа и пыли продолжают блокировать видимый свет, инфракрасный свет, исходящий от образовавшихся внутри звезд, может проходить прямо сквозь них. Благодаря инфракрасным космическим телескопам (например, Spitzer) мы можем видеть только что сформированные звездные скопления, которые все еще находятся на самых ранних стадиях младенчества, как показано желтым цветом (с красным ореолом) выше.
Дело в том, что эти молекулярные облака намного больше массы Солнца.
Вместо этого эти облака имеют массу от многих тысяч до сотен тысяч солнечных масс. Возможно, 10% первоначальной массы каждого облака сожмутся, чтобы сформировать звезды, а затем излучение самой горячей из этих новообразованных звезд разорвет оставшееся облако на части в межзвездную среду.
Может быть, это и есть конец той конкретной вспышки звездообразования, но межзвездная среда полна вторых (и третьих, и четвертых, и так далее) шансов. Атомы и молекулы межзвездной среды когда-нибудь найдут новые молекулы для соединения, сформируют новое молекулярное облако и снова начнут гравитационное сжатие. Но большая масса, необходимая этим облакам, прежде чем они начнут коллапсировать, означает, что в новом звездном скоплении буквально от многих сотен до сотен тысяч звезд.
Наше Солнце сформировалось в звездном скоплении, очень похожем на это - Плеяды - около 4.5 миллиардов лет назад. Самые яркие и голубые звезды являются самыми массивными и умрут слишком быстро, чтобы быть похожими на наше Солнце. Звезды, подобные Солнцу, живут дольше и в целом переживут даже то скопление, в котором они родились.
Как это?
Со временем гравитационные проходы между этим звездным скоплением и другими объектами в галактике, а также близкие проходы между отдельными звездами приведут к диссоциации самого скопления с течением времени, когда отдельные звезды будут отброшены друг от друга. космос. (Наденьте свои красно-зеленые очки, чтобы получить потрясающую трехмерную картину того, что происходит с Гиадами, нашим ближайшим звездным скоплением. Гиады - это быстро движущиеся справа налево, а не более компактные, движущиеся вниз.!)
Большинство звездных скоплений диссоциируют в течение первых нескольких сотен миллионов лет с момента своего рождения, в то время как солнцеподобные звезды обычно живут намного дольше, со сроком жизни в миллиарды или даже триллионы лет, в зависимости от их массы.
Большую часть своей жизни солнцеподобные звезды сгорают с относительно постоянной скоростью, превращая водород в гелий с очень равномерной скоростью. Единственное изменение состоит в том, что по мере того, как звезда сжигает свое топливо, внутренняя область ядра, в которой может происходить синтез, становится немного больше, а это означает, что на протяжении всей своей жизни она в конечном итоге и очень постепенно становится горячее и ярче.
В конце концов, он сожжет столько топлива в активной зоне - и это произойдет быстрее, чем новое топливо может попасть из самых внешних слоев - , что активная зона будет закончился водород, так что синтез происходит только в оболочке вокруг ядра. Это приводит к тому, что звезда становится значительно ярче, в результате чего наша звезда (и другие подобные Солнцу звезды) становится субгигантом.
Процион (вверху), седьмая по яркости звезда на небе, является субгигантом, фаза звездной эволюции, которая длится несколько сотен миллионов лет, на пути звезды к превращению в настоящего красного гиганта. когда он начинает синтезировать более тяжелые элементы (такие как гелий в углерод, кислород и, возможно, больше) в своем ядре!
В этот момент звезда становится во много-много раз больше своего первоначального размера, настолько большой, что Солнце, вероятно, поглотит Меркурий, Венеру и, возможно (но, вероятно, не) Землю, когда это произойдет.
В конце концов, весь материал, который может быть расплавлен в ядре звезды, будет израсходован, а внешние слои водорода и гелия будут сдуты. Сначала это происходит медленно и импульсами, создавая протопланетную (или предпланетарную) туманность,
за которым следует полномасштабная планетарная туманность, где, возможно, 50% исходной массы звезды (и 97% этой массы будет нетронутым, несгоревшим водородом) возвращается в межзвездную среду,
и белая карликовая звезда, вырожденное ядро из углерода, кислорода, а в некоторых звездах - серы, кремния и даже железа. Хотя она может составлять 50% массы исходной звезды, она в тысячи раз тусклее и более чем в сто раз меньше в диаметре.
Этому белому карлику потребуется много триллионов лет, чтобы в конечном итоге излучать свое тепло и остыть, чтобы стать черным карликом, и это окончательная судьба всех звезд, подобных Солнцу.
Но помните, что все образовавшиеся звезды составляли всего 10% массы породивших их первоначальных молекулярных облаков, а затем половина этих звездных масс снова возвращалась в межзвездную среду. Учитывая, что 95% всей массы, из которой первоначально сформировались эти звезды, в конечном итоге было возвращено в межзвездную среду в виде горючего топлива, у нас по-прежнему будут звезды, освещающие наше ночное небо в течение триллионов и триллионов лет, а атомы из нашей Солнечной системы будут часть бесчисленных будущих поколений их.
И это история жизни и смерти солнцеподобных звезд!
Старая версия этого поста первоначально появилась в старом блоге Starts With A Bang на Scienceblogs. Есть комментарий? Зайдите на наш форум!