життя зірки

ЯК ВЛАШТОВАНА І ЯК ЖИВЕ ЗІРКА?

Зірки не залишаться вічно такими ж, якими ми їх бачимо зараз. У Всесвіті постійно народжуються нові зірки, а старі вмирають. Щоб зрозуміти, як еволюціонує зірка, як змінюються з плином часу її зовнішні параметри - розмір, світність, маса, необхідно проаналізувати процеси, що протікають в надрах зірки. А для цього треба знати, як влаштовані ці надра, які їх хімічний склад, температура, щільність, тиск. Але спостереженнями доступні лише зовнішні шари зірок - їх атмосфери. Проникнути в глиб навіть найближчої зірки - Сонця - ми не можемо. Доводиться вдаватися до непрямих методів - розрахунками, комп'ютерного моделювання. При цьому користуються даними про зовнішніхшарах, відомими законами фізики і механіки, загальними як для Землі, так і для зоряного світу.

Умови в надрах зірок значно відрізняються від умов в земних лабораторіях, але елементарні частинки - електрони, протони, нейтрони - там ті ж, що і на Землі. Зірки складаються з тих же хімічних елементів, що і наша планета. І до них можна застосовувати знання, отримані в лабораторіях.

Спостереження показують, що більшість зірок стійкі, т. Е. Вони помітно не розширюються і стискаються протягом тривалих проміжків часу. Як стійке тіло зірка може існувати тільки в тому випадку, якщо всі діючі на її речовина внутрішні сили врівноважуються. Які ж це сили?

Зірка - розпечений газовий кулю, а основною властивістю газу є прагнення розширитися і зайняти будь наданий йому об'єм. Це прагнення викликане тиском газу і визначається його температурою і щільністю. У кожній точці всередині зірки діє сила тиску газу, яка намагається розширити зірку. Але в кожної же точці їй протидіє інша сила - сила тяжіння верхніх шарів, яка намагається стиснути зірку. Однак ні розширення, ні стиснення не відбувається, зірка стійка. Це означає, що обидві сили врівноважують один одного. А так як з глибиною вага верхніх шарів збільшується, то тиск, а отже, і температура зростають до центру зірки.

Зірка випромінює енергію, що виробляється в її надрах. Температура в зірці розподілена так, що в будь-якому шарі в кожен момент часу енергія, що отримується від нижчого шару, дорівнює енергії, що віддається вищерозміщений шару. Скільки енергії утворюється в центральних частинах зірки, стільки ж має випромінюватися її поверхнею, інакше рівновагу порушиться. Таким чином, до тиску газу додається ще й тиск випромінювання.

Промені, що випускаються зіркою, черпають свою енергію в надрах, де розташовується її джерело, і просуваються через всю товщу зірки назовні, чинячи тиск на зовнішні шари. Якби зоряне речовина була прозорим, то просування це здійснювалося б майже миттєво, зі швидкістю світла. Але воно непрозоре і гальмує проходження випромінювання. Світлові промені поглинаються атомами і знову випускаються вже в інших напрямках. Шлях кожного променя складний і нагадує заплутану зигзагоподібну криву. Іноді він "блукає" сотні і тисячі років, перш ніж вийде на поверхню і покине зірку.

Випромінювання, що випускається поверхнею зірки, якісно (але не кількісно) відрізняється від випромінювання, що народжується в джерелі зоряної енергії. У міру руху назовні довжина хвилі світла збільшується. Поверхня Сонця, наприклад, випромінює в основному світлові та інфрачервоні промені, а в його надрах виникає короткохвильове рентгенівське і гамма-випромінювання. Тиск випромінювання для Сонця і подібних йому зірок становить лише дуже малу частку від тиску газу, але для гігантських зірок воно значно.

Оцінки температури і щільності в надрах зірок отримують теоретичним шляхом, виходячи з відомої маси зірки і потужності її випромінювання, на підставі газових законів фізики і закону всесвітнього тяжіння. Певні таким чином температури в центральних областях зірок складають від 10 млн градусів для зірок легше Сонця до 30 млн градусів для гігантських зірок. Температура в центрі Сонця - близько 15 млн градусів.

При таких температурах речовина в зоряних надрах майже повністю ионизованного. Атоми хімічних елементів втрачають свої електронні оболонки, речовина складається тільки з атомних ядер і окремих електронів. Оскільки діаметр атомного ядра в десятки тисяч разів менше діаметра цілого атома, то в обсязі, що вміщає всього десяток цілих атомів, можуть вільно вміститися багато мільярдів атомних ядер і окремих електронів. При цьому відстані між частинками всупереч високої щільності будуть все ще великі в порівнянні з їх розмірами. Ось чому речовина, щільність якого в центрі Сонця в 100 разів перевищує щільність води (більш щільне, ніж будь-який тверде тіло на Землі!), Проте має всі властивості ідеального газу.

Для оцінки температури всередині зірки важливо знати, з яких елементів утворена газова суміш. Середній молекулярна вага газу, що складається з атомів водню, дорівнює 1, з атомів гелію - 4, натрію - 23, заліза - 56. В ионизованном газі число частинок збільшується за рахунок електронів, а загальна маса речовини зберігається незмінною. Тому молекулярна вага іонізованого водню буде 1/2 (дві частки: протон і електрон), іонізованого гелію - 4/3, натрію - 23/12 = 1,92, заліза - 56/27 = 2,07. Таким чином, в зоряному речовині всі хімічні елементи, за винятком водню і гелію, мають середній молекулярний вагу, рівний приблизно 2.

Чим більше водню і гелію в порівнянні з більш важкими елементами, тим нижче температура в центрі зірки. Чисто водневе Сонце, наприклад, мало б температуру в центрі 10 млн градусів, гелиевое - 26 млн градусів, а складається цілком з більш важких елементів - 40 млн градусів.

Щоб отримати уявлення про структуру зірки, користуються методом послідовних наближень. Ставлячи деякий співвідношення водню, гелію і більш важких елементів і знаючи масу зірки, обчислюють її світність. Цю процедуру повторюють до тих пір, поки для певної суміші обчислена і отримана зі спостережень світності не співпадуть. Даний склад і вважається близьким до реального. Виявилося, що для більшості зірок на частку водню і гелію припадає не менше 98%.

Визначення хімічного складу і фізичних умов в центральних частинах зірок дозволило вирішити питання про джерела зоряної енергії. При температурі 10-30 млн градусів і наявності великої кількості ядер водню протікають термоядерні реакції, при яких утворюються ядра різних хімічних елементів. Не всі можливі ядерні реакції годяться на роль джерел зоряної енергії, а лише такі, які виділяють достатньо велику енергію і можуть тривати протягом декількох мільярдів років життя зірки.

Після тривалих пошуків було встановлено, що зірки більшу частину свого життя світять за рахунок відбуваються в них перетворень чотирьох ядер водню (протонів) в одне ядро ​​гелію. Маса чотирьох протонів більше маси ядра гелію, цей надлишок маси і перетворюється в енергію в термоядерних реакціях. Така реакція йде повільно і підтримує світіння зірки протягом мільярдів років.

За сучасними уявленнями, зірки утворюються з космічних газопилових хмар. При стисненні під дією тяжіння згустку газу його внутрішня частина поступово розігрівається. Коли температура в центрі досягне приблизно мільйона градусів, починаються ядерні реакції - утворюється зірка.

Будова зірок залежить від маси. Якщо зірка в кілька разів масивніше Сонця, то глибоко в її надрах відбувається інтенсивне перемішування речовини (конвекція), подібно киплячій воді. Таку область називають конвективним ядром зірки. Чим більша зірка, тим більшу її частину становить конвективное ядро. Інша частина зірки зберігає при цьому рівновагу. Джерело енергії знаходиться в конвективному ядрі. У міру перетворення водню в гелій молекулярна вага речовини ядра збільшується, а його обсяг зменшується. Зовнішні ж області зірки при цьому розширюються, вона збільшується в розмірах, а температура її поверхні падає. Гаряча зірка - блакитний гігант - поступово перетворюється в червоний гігант.

Будова червоного гіганта вже інше. Коли в процесі стиснення конвективного ядра весь водень перетвориться на гелій, температура в центрі підвищиться до 50-100 млн градусів і почнеться горіння гелію. Він в результаті ядерних реакцій перетворюється в вуглець. Ядро палаючого гелію оточене тонким шаром палаючого водню, який надходить із зовнішньої оболонки зірки. Отже, у червоного гіганта - два джерела енергії. Над палаючим ядром знаходиться протяжна оболонка.

Надалі ядерні реакції створюють в центрі масивної зірки все більш важкі елементи, аж до заліза. Синтез елементів важче заліза вже не призводить до виділення енергії. Позбавлене джерел енергії ядро ​​зірки швидко стискається. Це може призвести до вибуху - спалах наднової. Іноді під час вибуху зірка повністю розпадається, але частіше за все, мабуть, залишається компактний об'єкт - нейтронна зірка або чорна діра.

Разом з оболонкою вибух забирає в міжзоряне середовище різні хімічні елементи, що утворилися в надрах зірки за час її життя. Нове покоління зірок, які народжуються з міжзоряного газу, буде містити вже більше важких хімічних елементів.

Термін життя зірки прямо залежить від її маси. Зірки з масою в 100 разів більша за Сонце живуть всього кілька мільйонів років. Якщо маса становить 2-3 сонячних, термін життя збільшується до мільярда років.

У зірках-карликів, маси яких менша за масу Сонця, конвективное ядро ​​відсутня. Водень в них горить, перетворюючись на гелій, в центральній області, що не виділяється з решти зірки наявністю конвективних рухів. У карликів цей процес протікає дуже повільно, і вони практично не змінюються протягом мільярдів років. Коли водень повністю згоряє, вони повільно стискаються і за рахунок енергії стиснення можуть існувати ще дуже тривалий час.

Сонце і подібні йому зірки представляють собою проміжний випадок. У Сонця є маленьке конвективное ядро, але не дуже чітко відокремлене від решти. Ядерні реакції горіння водню протікають як в ядрі, так і в його околицях. Вік Сонця приблизно 4,5--5 млрд років, і за цей час воно майже не змінило свого розміру і яскравості. Після вичерпання водню Сонце може поступово зрости в червоний гігант, скинути надмірно розширилася оболонку і закінчити своє життя, перетворившись на білий карлик. Але це трапиться не раніше, ніж через 5 млрд років.

Сайт створено в системі uCoz