Во что превращается звезда после гибели: Жизнь и смерть звезд

Содержание

Солнце превратится в гигантский алмаз после смерти, заявляют ученые

https://ria.ru/20190109/1549153130.html

Солнце превратится в гигантский алмаз после смерти, заявляют ученые

Солнце превратится в гигантский алмаз после смерти, заявляют ученые — РИА Новости, 09.01.2019

Солнце превратится в гигантский алмаз после смерти, заявляют ученые

Длительные наблюдения за тысячами белых карликов показывают, что эти «мертвые звезды» похожи не на шары из жидкой плазмы, а на твердые сверхплотные кристаллы… РИА Новости, 09.01.2019

2019-01-09T21:00

наука

астрономия

гайя (телескоп)

звезды

/html/head/meta[@name=’og:title’]/@content

/html/head/meta[@name=’og:description’]/@content

https://cdnn21.img.ria.ru/images/154915/30/1549153022_0:62:1169:720_1920x0_80_0_0_028d9fad1129c526bbb0d235ddf30125.jpg

МОСКВА, 9 янв – РИА Новости. Длительные наблюдения за тысячами белых карликов показывают, что эти «мертвые звезды» похожи не на шары из жидкой плазмы, а на твердые сверхплотные кристаллы. Аналогичная судьба ожидает наше Солнце, пишут ученые в журнале Nature.Белыми карликами называют остатки старых «выгоревших» звезд небольшой массы, лишенных собственных источников энергии. Белые карлики возникают на конечной стадии эволюции звезд с массой, не превышающей солнечную более чем в 10 раз. В конечном счете, в белого карлика превратится и наше светило.Подобные «мертвые звезды» интересуют астрофизикам по нескольким причинам. Во-первых, они являются прародителями сверхновых первого типа, позволяющих очень точно оценивать расстояния в космосе, а во-вторых, они состоят из экзотической сверхплотной материи, свойства и структуру которой ученые пока не до конца понимают.К примеру, часть ученых считает, что белые карлики, как и породившие их ядра «обычных» звезд, представляют собой раскаленные шары из горячей плазмы, медленно остывающие на протяжении многих сотен миллионов лет. С другой стороны, еще полвека назад другие теоретики показали, что давления в их недрах настолько высоки, что при достаточно низких температурах белые карлики превращаются в гигантские кристаллы. Как отличить подобный «небесный кристалл» от обычной звезды? Все люди, изучавшие школьный курс физики, хорошо знают, что при превращении воды в лед или застывании расплавленного металла выделяется большое количество тепла. Нечто похожее происходит и внутри «твердеющих» белых карликов, благодаря чему они будут нагреваться и светиться ярче.Иными словами, кристаллизация будет «омолаживать» эти мертвые звезды примерно на миллиард лет. Это можно заметить, сопоставляя яркость их свечения и другие свойства, указывающие на их возраст, на которые этот процесс не влияет. Подобные наблюдения, как отмечает Тремблэй, стали возможными лишь недавно, когда в космос была выведена обсерватория GAIA, особый зонд-«звездочет», способный одновременно точно измерять расстояние до миллиарда близлежащих звезд и замерять их спектр. Используя эту обсерваторию, ученые получили точные данные по возрасту, температуре и структуре спектра более 15 тысяч белых карликов, расположенных в 300 световых годах от Земли. Как оказалось, значительная часть мертвых светил в этом перечне имела «неправильные» массы и светимость, совпадающие с предсказаниями сторонников теории «кристальных» звезд. Что интересно, эти наблюдения раскрыли одну любопытную деталь, описывающую то, что ожидает Солнце и другие похожие на него звезды в далеком будущем. Как отмечает Тремблэй, «отвердевшие» белые карлики оказались необычайно яркими, что говорит об их необычной структуре и истории формирования.По словам астрофизиков, это объясняется тем, что процесс кристаллизации идет в несколько этапов. Когда температура падает до критически низкой отметки, металлы и кислород «замерзают», а углерод, гелий и водород остаются жидкими. Уже отвердевшая материя падает в центр белого карлика и «выталкивает» остальные атомы наверх.Это приводит к выделению дополнительных порций тепла, а также к тому, что белый карлик постепенно превращается в своеобразный слоеный «алмаз» с кислородно-металлическим ядром и «корочкой» из гелия или водорода. Примерно через 10 миллиардов лет, как прогнозируют авторы статьи, Солнце превратится в аналогичный драгоценный камень.

https://ria.ru/20170812/1500220053.html

https://ria. ru/20181127/1533638382.html

РИА Новости

[email protected]

7 495 645-6601

ФГУП МИА «Россия сегодня»

https://xn--c1acbl2abdlkab1og.xn--p1ai/awards/

2019

РИА Новости

[email protected]

7 495 645-6601

ФГУП МИА «Россия сегодня»

https://xn--c1acbl2abdlkab1og.xn--p1ai/awards/

Новости

ru-RU

https://ria.ru/docs/about/copyright.html

https://xn--c1acbl2abdlkab1og.xn--p1ai/

РИА Новости

[email protected]

7 495 645-6601

ФГУП МИА «Россия сегодня»

https://xn--c1acbl2abdlkab1og.xn--p1ai/awards/

https://cdnn21.img.ria.ru/images/154915/30/1549153022_0:0:1169:877_1920x0_80_0_0_95aa18afe37c5047a508d561f7e74fc7.jpg

РИА Новости

[email protected]

7 495 645-6601

ФГУП МИА «Россия сегодня»

https://xn--c1acbl2abdlkab1og.xn--p1ai/awards/

РИА Новости

[email protected]

7 495 645-6601

ФГУП МИА «Россия сегодня»

https://xn--c1acbl2abdlkab1og. xn--p1ai/awards/

астрономия, гайя (телескоп), звезды

МОСКВА, 9 янв – РИА Новости. Длительные наблюдения за тысячами белых карликов показывают, что эти «мертвые звезды» похожи не на шары из жидкой плазмы, а на твердые сверхплотные кристаллы. Аналогичная судьба ожидает наше Солнце, пишут ученые в журнале Nature.

«Мы получили первые однозначные свидетельства того, что материя белых карликов постепенно кристаллизуется. Иными словами, они постепенно твердеют, и это происходит со всеми звездами этого типа. Это означает, что на небе действительно присутствуют миллионы хрустальных сфер!», — заявил Пир-Эммануэль Тремблэй (Pier-Emmanuel Tremblay) из университета Уорика (Великобритания).

Белыми карликами называют остатки старых «выгоревших» звезд небольшой массы, лишенных собственных источников энергии. Белые карлики возникают на конечной стадии эволюции звезд с массой, не превышающей солнечную более чем в 10 раз. В конечном счете, в белого карлика превратится и наше светило.

Подобные «мертвые звезды» интересуют астрофизикам по нескольким причинам. Во-первых, они являются прародителями сверхновых первого типа, позволяющих очень точно оценивать расстояния в космосе, а во-вторых, они состоят из экзотической сверхплотной материи, свойства и структуру которой ученые пока не до конца понимают.

К примеру, часть ученых считает, что белые карлики, как и породившие их ядра «обычных» звезд, представляют собой раскаленные шары из горячей плазмы, медленно остывающие на протяжении многих сотен миллионов лет. С другой стороны, еще полвека назад другие теоретики показали, что давления в их недрах настолько высоки, что при достаточно низких температурах белые карлики превращаются в гигантские кристаллы.

12 августа 2017, 08:00Наука»Месть карлика»: как ученые нашли след реальных «звездных войн» в Галактике

Как отличить подобный «небесный кристалл» от обычной звезды? Все люди, изучавшие школьный курс физики, хорошо знают, что при превращении воды в лед или застывании расплавленного металла выделяется большое количество тепла. Нечто похожее происходит и внутри «твердеющих» белых карликов, благодаря чему они будут нагреваться и светиться ярче.

Иными словами, кристаллизация будет «омолаживать» эти мертвые звезды примерно на миллиард лет. Это можно заметить, сопоставляя яркость их свечения и другие свойства, указывающие на их возраст, на которые этот процесс не влияет.

Подобные наблюдения, как отмечает Тремблэй, стали возможными лишь недавно, когда в космос была выведена обсерватория GAIA, особый зонд-«звездочет», способный одновременно точно измерять расстояние до миллиарда близлежащих звезд и замерять их спектр.

Используя эту обсерваторию, ученые получили точные данные по возрасту, температуре и структуре спектра более 15 тысяч белых карликов, расположенных в 300 световых годах от Земли. Как оказалось, значительная часть мертвых светил в этом перечне имела «неправильные» массы и светимость, совпадающие с предсказаниями сторонников теории «кристальных» звезд.

Что интересно, эти наблюдения раскрыли одну любопытную деталь, описывающую то, что ожидает Солнце и другие похожие на него звезды в далеком будущем. Как отмечает Тремблэй, «отвердевшие» белые карлики оказались необычайно яркими, что говорит об их необычной структуре и истории формирования.

27 ноября 2018, 18:02НаукаУмирающее Солнце «засыплет» Землю наноалмазами, заявляют ученые

По словам астрофизиков, это объясняется тем, что процесс кристаллизации идет в несколько этапов. Когда температура падает до критически низкой отметки, металлы и кислород «замерзают», а углерод, гелий и водород остаются жидкими. Уже отвердевшая материя падает в центр белого карлика и «выталкивает» остальные атомы наверх.

Это приводит к выделению дополнительных порций тепла, а также к тому, что белый карлик постепенно превращается в своеобразный слоеный «алмаз» с кислородно-металлическим ядром и «корочкой» из гелия или водорода. Примерно через 10 миллиардов лет, как прогнозируют авторы статьи, Солнце превратится в аналогичный драгоценный камень.

Звезда Бетельгейзе, вероятно, готова взорваться. Почему этому так рады ученые?

27 января 2020

Автор фото, ESA

Подпись к фото,

Яркость Бетельгейзе была минимальной за 50 лет наблюдений

По всему миру астрономы — от любителей до ученых-грандов — смотрят в телескопы на небо в надежде увидеть уникальное по космическим меркам событие.

Предполагается, что Бетельгейзе — одна из самых ярких для наблюдения с Земли звезд — может превратиться в сверхновую гораздо раньше, чем ожидалось. Проще говоря, она взорвется под действием собственной гравитации.

Хотя астрономам и раньше было известно, что это случится в не очень далеком будущем, недавние изменения в поведении звезды вызвали удивление у специалистов.

Почему ученые считают, что Бетельгейзе взорвется?

Бетельгейзе уже считают обреченной звездой, и ее взрыв — лишь вопрос времени.

Звезде примерно 8-10 млн лет, тогда как нашему Солнцу — 4,5 млрд лет, но Бетельгейзе чересчур быстро расходует свое ядерное топливо.

Бетельгейзе — красный сверхгигант, то есть это огромная звезда, находящаяся на завершающей стадии жизни.

Автор фото, ALMA

Подпись к фото,

Фото звезды, сделанное в 2017 году в Чили

Также Бетельгейзе пульсирует, то есть существенно меняется в диаметре, который в ходе пульсаций небесного светила изменяется от 550 до 920 диаметров Солнца.

«Такие характеристики свойственны кандидатам в суперновые, — рассказал в интервью Би-би-си преподаватель астрономии из университета Ноттингем Трент Дэниел Браун. — Нынешние сценарии предполагают, что по астрономическому масштабу времени это может случиться в любой момент. То есть в ближайшие 100 тыс. лет».

Автор фото, Getty Images

Подпись к фото,

Бетельгейзе (сверху слева) находится в созведии Ориона

Так она не станет сверхновой в обозримом будущем?

За последние несколько месяцев астрономы заметили, что Бетельгейзе существенно потускнела. В декабре исследователи из американского университета Вилланова сообщили, что яркость звезды была минимальной за 50 лет наблюдений.

Столь сильное потускнение подтолкнуло ученых к мысли, что красный гигант готов взорваться.

По их мнению, столь резкая потеря яркости может свидетельствовать о том, что время звезды вышло.

«Когда гигантские звезды приближаются к концу жизненного цикла, они анормально и неистово теряют массу», — написала в «Твиттере» астроном из Калифорнийского университета Сарафина Нэнс.

«Теоретически вся эта выброшенная пыль может окутать и затемнить почти мертвую звезду, заставляя ее тускнеть, прежде чем она станет сверхновой», — добавила она.

Однако ученым также хорошо известно, что Бетельгейзе является переменной звездой.

Автор фото, AFP

Подпись к фото,

Астрономы считают, что Бетельгейзе вскоре станет сверхновой

Если наблюдать такие звезды с Земли, их яркость изменяется, рассказала в интервью Би-би-си астрофизик из Йоркского университета Эмили Брундсден.

«Ничто не указывает на скорый взрыв Бетельгейзе. Тем не менее, у нас никогда не было возможности наблюдать за процессами, ведущими к появлению сверхновой, так что всегда существует вероятность, что это [внезапный взрыв] случится», — добавила она.

Что произойдет во время взрыва?

Взрыв сверхновой это мощное и яркое явление, в результате которого выбрасываются огромные объемы энергии.

Автор фото, Getty Images

Подпись к фото,

Вспышка Бетельгейзе будет ярче сияния Луны, и ее будет видно даже днем

Это явление не останется незамеченным, особенно, если учесть, что оно случится «недалеко» от Земли.

«За несколько дней Бетельгейзе станет такой же яркой, как Луна. Ее будет видно даже днем», — сказал Дэниел Браун.

Яркое свечение может продолжаться несколько месяцев.

Значит, мы в опасности?

Взрыв сверхновых сопряжен с огромной разрушительной силой. Если бы, например, взорвалось Солнце, это уничтожило бы всю Солнечную систему, говорят астрономы.

Автор фото, NASA

Подпись к фото,

В 1987 году была зафиксирована вспышка сверхновой звезды SN 1987A

По словам ученых, в прошлом из-за взрывов звезд повышалась температура Земли. Также они могут повредить озоновый слой, который защищает планету от губительной солнечной и космической радиации.

Хорошо то, что наше Солнце слишком маленькое, чтобы взорваться, как Бетельгейзе, хотя через два миллиарда лет, как ожидается, оно увеличится и поглотит Меркурий, Венеру и Землю.

Астрономы говорят, что Земля находится на безопасном расстоянии от Бетельгейзе. «Можно было бы говорить о потенциальной проблеме, будь дистанция менее 50 световых лет», — объяснил Дэниел Браун.

Автор фото, Getty Images

Подпись к фото,

По словам ученых, появление сверхновой не несет угрозы человечеству

«Это не так в случае с Бетельгейзе», — добавил он.

Звезда находятся в созвездии Ориона, это примерно 700 световых лет до Земли.

Согласно исследованию, опубликованному в 2016 году в «Астрофизическом журнале», потребуется шесть миллионов лет, прежде чем ударная волна и обломки доберутся до Солнечной системы.

В чем уникальность сверхновой Бетельгейзе?

Появление сверхновой в нашей галактике — Млечном пути — крайне редкое явление. Последний раз его наблюдали в 1604 году. Взрыв случился в 13 тыс. световых лет от Земли, что в 20 раз больше расстояния до Бетельгейзе.

Ее назвали Сверхновой Кеплера в честь открывшего ее немецкого астронома Иоганна Кеплера.

В 1987 году была зафиксирована вспышка сверхновой звезды, которую можно было увидеть невооруженным взглядом. Она получила название SN 1987A. Сверхновая находится в Большом Магеллановом Облаке в 168 тыс. световых лет от Земли.

Несмотря на огромное расстояние, это была самая близкая вспышка сверхновой после открытия Кеплера.

Автор фото, Getty Images

Подпись к фото,

В XVII веке Иоганн Кеплер открыл в Млечном пути сверхновую звезду, названную в его честь

«Бетельгейзе дает нам возможность наблюдать за теми процессами, которые происходят после смерти звезды, и лучше понимать Вселенную», — сказала Эмили Брундсден.

«Если она взорвется сейчас, это станет кошмаром для астрономов, поскольку они будут завалены работой, ведь нам придется пересмотреть наше представление о звездах. Но это также было бы очень увлекательно», — добавила она.

Почему так сложно предсказать, когда звезда превратится в сверхновую?

Хотя за всю историю наблюдений смерть звезд фиксировали и документировали несколько раз, вплотную за этим процессом не следили.

Пока о себе не заявила Бетельгейзе.

Автор фото, Getty Images

Подпись к фото,

Взрыв сверхновых сопряжен с огромной разрушительной силой

Хотя 700 световых лет это огромное расстояние, по астрономическим меркам, звезда находится по соседству в Млечном пути.

Это одна из немногих звезд помимо Солнца, поверхность которой можно рассмотреть во всех деталях.

Поэтому ее взрыв дал бы ученым уникальную возможность тщательно изучить это явление.

А все остальные смогут насладиться фантастическим зрелищем в звездном небе.

Конечные этапы эволюции звезд

18. Конечные этапы эволюции звезд

Белый карлик	Нейтронная звезда	Черная дыра
R = 5·10³ км	R = 10 км	R ≈ 30 км
M < 1. 4M	1.4M < M < 3M	M > 3M
ρ ≈ 5 т/см³	ρ = 10⁹ т/см³	R_ш = 2GM/c²

R − радиус звезды, M − масса звезды, ρ − плотность материи, R_q − горизонт событий черной дыры, ρ_кр

− критическая плотность черной дыры. R_ш (Солнца) ≈ 3 км, R_ш (Земли) ≈ 1 см.

После того как в центре звезды последовательно выгорают водород, гелий и другие более тяжелые ядра, происходит гравитационное сжатие звезды. Звезда на этой стадии теряет внешнюю оболочку. Дальнейшая судьба звезды определяется оставшейся массой звезды. Если она ~1 массы Солнца, остаток звезды за счет гравитационного сжатия превращается в белый карлик. По мере остывания белого карлика его температура падает, и он превращается в черный карлик. Процесс остывания белого карлика может продолжаться сотни млрд. лет. Плотность белого карлика
~10⁶-10⁷ г/см³. Гравитационные силы уравновешиваются давлением вырожденного электронного газа.
Если начальная масса звезды больше 10 масс Солнца конечной стадией её эволюции является взрыв сверхновой. В момент начала коллапса температура в центре звезды составляет 10

10 К, а плотность 10⁹-10¹⁰ г/см³. В результате взрыва сверхновой в окружающую среду выбрасывается большое число ядер с массовым числом A > 60. Нейтронная звезда образуется после взрыва сверхновой, если оставшаяся масса звезды меньше 3 масс Солнца. Нейтронная звезда имеет ядерную плотность 10¹⁴ г/см³. Гравитационное сжатие в нейтронной звезде уравновешивается давлением нейтронов в звезде. В нейтронную звезду превращаются звезды, имеющие конечную массу меньше 3 масс Солнца. Если после взрыва сверхновой сохраняется масса больше 3 масс Солнца, звезда превращается в черную дыру.

Звезда массы M, коллапсирующая в черную дыру, достигает радиуса сферы Шварцшильда

R_ш = 2GM/c².

При этом гравитационное поле становится настолько сильным, что черную дыру не может покинуть даже электромагнитное излучение.

От дальних звезд до наших мечт — Иркутск Сегодня

В конце августа Иркутск посетил ученый из Института ядерной физики СО РАН Александр Касатов. В научной библиотеке ИГУ он представил доклад об эволюции звезд в рамках лектория от российского общества “Знание”, а после дал небольшое интервью редактору “Иркутск Сегодня”. Он рассказал о звездах, об их рождении, жизни и смерти, о том, что бывает после звезд, а также поделился с нами своими мыслями о нынешнем положении науки в России и в мире, надеждами на спасение науки, надеждами о полетах на другие планеты. Мы пойдем в том же порядке – от дальних звезд до наших мечт.

ЗВЕЗДНАЯ ЖИЗНЬ

Как формируются звезды? Они рождаются из облаков газа и пыли, и часто не по одной, а группами. Предпосылками для этого может послужить, например, столкновение двух облаков, прохождение облака через плотный рукав спиральной галактики, или близкая вспышка сверхновой звезды, создающая ударную волну. Из-за таких событий в молекулярном облаке появляются уплотнения-неоднородности и они начинают сжиматься под действием собственной гравитации, сгустки становятся непрозрачными для собственного излучения и превращаются в протозвезды. И если массы в звезде достаточно много, то в ней начинаются термоядерные реакции, и она переходит в самую долгую фазу своей жизни. С одной стороны гравитация пытается стянуть звезду, с другой – давление плазмы и фотонного газа не позволяет ей это сделать. Под действием этих сил звезда приобретает стабильные размеры, которые могут не меняться миллиарды лет, пока идет горение водорода. Кроме того, у протозвезды ещё может остаться протопланетный диск, состоящий из вещества, которое не аккрецировало на звезду; он впоследствии может эволюционировать в планетную систему.

Если массы протозвезды не хватило для начала устойчивой реакции слияния водорода, то она превращается в коричневого карлика.

Какими бывают звезды? Напомним, что во вселенной на данный момент известны звезды классов от А до М в зависимости от их температуры, где О – самые горячие и М – самые холодные — O, B, A, F, G, K, M, классы еще могут делиться на подклассы. На этом изображении Александр Касатов показывает, какие звезды мы можем наблюдать.

А это диаграмма Герцшпрунга – Рассела с двумя осями – температуры и светимости звезды. На изображении есть некая главная визуальная линия, на которой располагаются большинство звезд – от самых ярких до самых тусклых. Красные гиганты в верхней правой части диаграммы — звезды поздних спектральных классов с относительной высокой светимостью — то, во что превращаются звезды главной последовательности ближе к концу жизни. Белые карлики в нижней левой части — то, что остаётся от красных гигантов после окончания их жизни. Остальные звезды находятся на главной последовательности, в которой они и проводят большую часть своей жизни. Как видно, Солнце примерно в середине этой диаграммы, что говорит в том числе о том, что наша Звезда проходит основной цикл жизни, скажем – находится в самом рассвете своих сил.

Как и любое живое существо, звезда рождается, живет и умирает. А что в конце?

Смерть звезды может оказаться ярче ее жизни, однако этот свет может не продлиться миллиардов лет, и даже миллионов. Для начала отметим, что длительность жизни для звезды определяет ее масса, например, маленькие красные холодные звезды могут жить очень долго, медленно сжигая водород, а массивные сверхгиганты голубого цвета сходят с главной последовательности очень быстро.
В любом случае звезда живет, пока сжигает водород, когда он сгорел, звезда начинает сжиматься (напомним, сжатие остановилось во время формирования звезды за счет ядерных реакций). Под конец жизни снова начинается сжатие, и внутри звезды начинает гореть гелий, а внешние слои звезды наоборот расширяются, и звезда уходит с главной последовательности в фазу жизни, например, красного гиганта. Конечный этап звездной эволюции – горение железа. Опять же если звезда массивная, то может очень сильно сжаться, если нет, то сжатие остановится раньше.

“Если вы мало массивная звезда, то сильно не сожметесь, и от таких звезд остается компактный остаток – белый карлик, а внешние оболочки разлетаются, образуя планетарные туманности. Это ждет и нашу звезду по имени Солнце.
Если вы массивная звезда, и превышаете предел Чандрасекара, то вы станете нейтронной звездой (Верхний предел массы, при котором звезда может существовать как белый карлик, лежит в диапазоне 1,38 до 1,44 солнечных масс. Если масса звезды превышает этот предел, то она становится нейтронной звездой!).
Если вы очень массивная звезда, и превышаете предел Оппенгеймера – Волкова, то массивным остатком будет черная дыра (Предел Оппенгеймера – Волкова – верхний предел массы нейтронной звезды)”.

И ЖИЗНЬ ЗЕМНАЯ

А пока на земле ученые ждут строительства термоядерного реактора для получения энергии и запуска новых телескопов, с помощью которых смогут заглянуть вглубь вселенной. В частности, Александр Касатов рассказал, что очень надеется на открытие жизни на других планетах.
“Вообще человечество просто обязано выбираться в космос, найти другие планеты, подходящие для жизни, узнать, а насколько вообще уникальна наша жизнь. А пока делать лучше нашу жизнь здесь, на Земле. И поможет тут наука”.

Он надеется, что в ближайшие десятилетия ученые построят работающий термоядерный реактор, что трансформирует всю мировую энергетику.

ИТЭР

“Мы сможем получать энергию из дейтерия, которого очень много в морской воде. Ученые уже представляют, как создать реактор, но сдерживают процесс инженерные проблемы. Однако я уже могу предположить, что первой страной, которая построит такой реактор, станет Китай. У них уже сейчас работает полностью сверхпроводящий токамак EAST и ведется разработка CFETR. А мир пока работает над проектом “ITER”. Международная коллаборация ученых строит International Thermonuclear Experimental Reactor”.

Его строят в исследовательском центре Кадараш на юге Франции. И летом прошлого года на объекте уже начали сборку непосредственно реактора из компонентов. В этом проекте участвуют Россия, в том числе ИЯФ СО РАН, где работает Александр Касатов, а также Китай, Индия, США, Япония, Казахстан, Республика Корея и страны Европейского союза. К слову, инициатором проекта был СССР.
Полученные экспериментальным путем данные будут доступны всему миру. Сам Итэр производить электричество пока не будет. Его важнейшая цель – показать возможность генерации энергии термоядерным реактором, обеспечить управляемое производство “горящей плазмы”. Это только начальная версия реактора. И если эксперименты на нем пройдут успешно, то следующим этапом станет демо-версия термоядерного реактора, а потом и сами реакторы. По словам Александра Касатова, они могут появиться в течение ближайших 50 лет. Они будут более безопасными, чем ядерные. Топливом для токамака ITER служит смесь изотопов водорода — дейтерия и трития. В камерах токамака топливо должно нагреваться и превращаться в плазму, а плазма уже будет отдавать энергию.

В ОЖИДАНИИ НОВЫХ ОТКРЫТИЙ

В ближайшее время также ожидается запуск современного космического телескопа имени Джеймса Уэбба. Это будет орбитальная инфракрасная обсерватория, которая предположительно заменит космический телескоп «Хаббл». Как рассказал известный ученый Сергей Язев, планируется, что он полетит в космос уже этой осенью. Диаметр зеркала этого телескопа составляет 6,5 метров. Для сравнения – в России 6 метров – это диаметр самого большого наземного телескопа. Телескоп будет размещён на гало-орбите в точке Лагранжа L2 системы Солнце — Земля. Если запуск состоится этой осенью, то научные исследования с помощью телескопа начнутся в 2022 году.

Александр Касатов отметил, что это самое ожидаемое событие этого года.

“Это самое волнующее событие. Мы сможет увидеть свет самых первых звезд, вероятно, узнать, как формировались и развивались галактики. Так что это будет не просто телескоп, а машина времени”.

Возможно, вскоре нам приоткроются такие тайны вселенной, которых мы и представить не могли. Ученые отмечают, что это не исключено, ведь еще 30 лет назад, до вывода на орбиту телескопа “Хаббл” мы не знали о наличии в мире огромного количества экзопланет.

“Возможно, мы лучше узнаем, что такое такое темная материя и темная энергия. И может быть, даже получим информацию о кривизне нашего пространства. Сможем открыть состояние вещества в момент последнего рассеяния, прояснить возникновение крупномасштабной структуры Вселенной”.

Что касается науки в России, то ее, по мнению Александра Касатова, нужно спасать. Одна из основных проблем – “утечка мозгов”. Нет специалистов, нет хороших управленцев, которые могли бы вывести нашу науку на новый уровень. И вторая проблема – недофинансирование. Ученый отмечает, что по многим вопросам наша страна отстает. Подтверждает это и Сергей Язев. По миру строятся такие объекты, о которых мы можем только мечтать – тот же Джеймс Уэбб или, к примеру LSST в Чили. Это будет широкоугольный обзорный телескоп-рефлектор, предназначенный для съёмки доступной области неба по ночам. Планируется, что он начнет работать в октябре 2022 года. Или ELT – еще один строящийся телескоп в Чили. Он сможет заглянуть в прошлое вселенной, увидеть ранние галактики, образовавшиеся после Большого взрыва.

Анастасия Украинская. “Иркутск Сегодня”

сверхновая, гиперновая или прямой коллапс? / Хабр

Иллюстрация процесса взрыва сверхновой, наблюдаемой с Земли в XVII веке в созвездии Кассиопея. Окружающий её материал и постоянное испускание электромагнитного излучения сыграли свою роль в непрерывной подсветке остатков звезды

Создайте достаточно массивную звезду, и она не закончит свои дни тихонечко — так, как это предстоит нашему Солнцу, которое сначала будет плавно гореть миллиарды и миллиарды лет, а затем сожмётся до белого карлика. Вместо этого её ядро схлопнется, и запустит неконтролируемую реакцию синтеза, которая разметает внешние слои звезды во взрыве сверхновой, а внутренние части сожмёт в нейтронную звезду или чёрную дыру. По крайней мере, так принято считать.

Но если вы возьмёте достаточно массивную звезду, сверхновой может и не получиться. Вместо этого есть другая возможность – прямое схлопывание, в котором вся звезда просто исчезает, превращаясь в чёрную дыру. А ещё одна возможность известна, как гиперновая — она гораздо более энергетическая и яркая, чем сверхновая, и не оставляет за собой остатков ядра. Каким же образом закончат свою жизнь самые массивные звёзды? Вот, что говорит об этом наука.

Туманность из остатков сверхновой W49B, всё ещё видимая в рентгеновском диапазоне, а также на радио- и инфракрасных волнах. Звезда должна превышать Солнце по массе хотя бы в 8-10 раз, чтобы породить сверхновую и создать необходимые для появления во Вселенной таких планет, как Земля, тяжёлые элементы.

Каждая звезда сразу после рождения синтезирует в своём ядре гелий из водорода. Звёзды, похожие на Солнце, красные карлики, всего в несколько раз превышающие Юпитер, и сверхмассивные звёзды, превышающие нашу по массе в десятки и сотни раз – все они проходят через этот первый этап ядерных реакций.

Чем массивнее звезда, тем больших температур достигает её ядро, и тем быстрее она сжигает ядерное топливо. Когда в ядре звезды заканчивается водород, она сжимается и разогревается, после чего – если достигнет нужной плотности и температуры – может начинать синтез более тяжёлых элементов. Солнцеподобные звёзды смогут разогреться достаточно после того, как закончится водородное топливо, и начнут синтез углерода из гелия, но этот этап для нашего Солнца будет последним. Чтобы перейти на следующий уровень, синтез из углерода, звезда должна превышать Солнце по массе в 8 (или более) раз.

Ультрамассивная звезда WR 124 (звезда класса Вольфа-Райе) с окружающей её туманностью – одна из тысяч звёзд Млечного Пути, способная стать следующей сверхновой. Она также гораздо больше и массивнее тех звёзд, что можно создать во Вселенной, содержащей лишь водород и гелий, и уже может находиться на этапе сжигания углерода.

Если звезда будет настолько массивной, то её ждёт настоящий космический фейерверк. В отличие от солнцеподобных звёзд, нежно срывающих свои верхние слои, из которых формируется планетарная туманность, и сжимающихся до белого карлика, богатого углеродом и кислородом, или до красного карлика, который никогда не достигнет этапа сжигания гелия, и просто сожмётся до богатого гелием белого карлика, наиболее массивным звёздам уготован настоящий катаклизм. Чаще всего, особенно у звёзд с не самой большой массой (≈ 20 солнечных масс и меньше), температура ядра продолжает повышаться, пока процесс синтеза переходит на более тяжёлые элементы: от углерода к кислороду и/или неону, и затем далее, по периодической таблице, к магнию, кремнию, сере, приходя в итоге к железу, кобальту и никелю. Синтез дальнейших элементов потребовал бы больше энергии, чем выделяется при реакции, поэтому ядро схлопывается и появляется сверхновая.

Анатомия сверхмассивной звезды в течение её жизни, заканчивающейся сверхновой II типа

Это очень яркий и красочный конец, настигающий множество массивных звёзд во Вселенной. Из всех появившихся в ней звёзд лишь 1% обретают достаточную массу, чтобы дойти до такого состояния. При повышении массы количество звёзд, достигших её, уменьшается. Порядка 80% всех звёзд во Вселенной – красные карлики; масса 40% их них не превышает массы Солнца. При этом Солнце массивнее 95% звёзд во Вселенной. В ночном небе полно очень ярких звёзд: тех, что легче всего увидеть человеку. Но за порогом нижнего ограничения для появления сверхновой существуют звёзды, превышающие Солнце по массе в десятки и даже сотни раз. Они очень редки, но весьма важны для космоса – всё потому, что массивные звёзды могут закончить своё существование не только в виде сверхновой.

Туманность Пузырь находится на задворках останков сверхновой, появившейся тысячи лет назад. Если удалённые сверхновые находятся в более пыльном окружении, чем их современные двойники, это потребует коррекции нашего сегодняшнего понимания тёмной энергии

Во-первых, у многих массивных звёзд имеются истекающие потоки и выброшенный наружу материал. Со временем, когда они приближаются либо к концу своей жизни, либо к концу одного из этапов синтеза, что-то заставляет ядро на короткое время сжаться, из-за чего оно разогревается. Когда ядро становится горячее, скорость всех типов ядерных реакций увеличивается, что ведёт к быстрому увеличению количества энергии, создаваемому в ядре звезды. Это увеличение энергии может сбрасывать большое количество массы, порождая явление, известное, как псевдосверхновая: происходит вспышка ярче любой нормальной звезды, и теряется масса в количестве до десяти солнечных. Звезда Эта Киля (ниже) стала псевдосверхновой в XIX веке, но внутри созданной ею туманности она всё ещё горит, ожидая финальной участи.

Псевдосверхновая XIX века явила себя в виде гигантского взрыва, выбросив материала на несколько солнц в межзвёздное пространство от Эты Киля. Такие звёзды большой массы в богатых металлами галактиках (как, например, наша), выбрасывают существенную долю своей массы, чем отличаются от звёзд в меньших по размеру галактиках, содержащих меньше металлов

Так какова же конечная судьба звёзд, массой более чем в 20 раз превышающих наше Солнце? У них есть три возможности, и мы ещё не полностью уверены в том, какие именно условия приводят к развитию каждой из трёх.

Одна из них – сверхновая, которые мы уже обсудили. Любая ультрамассивная звезда, теряющая достаточно много своей массы, может превратиться в сверхновую, если её масса внезапно попадёт в правильные пределы. Но существуют ещё два промежутка масс – и опять-таки, мы точно не знаем, какие именно это массы – позволяющие произойти двум другим событиям. Оба этих события определённо существуют – мы уже их наблюдали.

Фотографии в видимом и близком к инфракрасному свете с Хаббла демонстрируют массивную звезду, примерно в 25 раз превышающую Солнце по массе, внезапно исчезнувшую, и не оставившую ни сверхновой, ни какого-то другого объяснения. Единственным разумным объяснением будет прямой коллапс.

Чёрные дыры прямого коллапса. Когда звезда превращается в сверхновую, её ядро схлопывается, и может стать либо нейтронной звездой, либо чёрной дырой – в зависимости от массы. Но только в прошлом году, впервые, астрономы наблюдали, как звезда массой в 25 солнечных просто исчезла. Звёзды не исчезают бесследно, но тому, что могло произойти, существует физическое объяснение: ядро звезды прекратило создавать достаточное давление излучения, уравновешивавшее гравитационное сжатие.

Если центральный регион становится достаточно плотным, то есть, если достаточно большая масса оказывается сжатой в достаточно малый объём, формируется горизонт событий и возникает чёрная дыра. А после появления чёрной дыры всё остальное просто втягивается внутрь.

Одно из множества скоплений в этом регионе подсвечивается массивными, короткоживущими голубыми звёздами. Всего за 10 миллионов лет большая часть из наиболее массивных звёзд взорвётся, став сверхновыми II типа – или просто испытает прямой коллапс

Теоретическую возможность прямого коллапса предсказывали для очень массивных звёзд, более 200-250 солнечных масс. Но недавнее исчезновение звезды такой относительно малой массы поставило теорию под вопрос. Возможно, мы не так хорошо понимаем внутренние процессы звёздных ядер, как считали, и, возможно, у звезды есть несколько способов просто схлопнуться целиком и исчезнуть, не сбрасывая какого-то ощутимого количества массы. В таком случае формирование чёрных дыр через прямой коллапс может быть гораздо более частым явлением, чем считалось, и это может быть весьма удобным для Вселенной способом создания сверхмассивных чёрных дыр на самых ранних стадиях развития. Но существует и другой итог, совершенно противоположный: световое шоу, гораздо более красочное, чем сверхновая.

При определённых условиях звезда может взорваться так, что не оставит ничего после себя!

Взрыв гиперновой. Также известен, как сверхъяркая сверхновая. Такие события бывают гораздо более яркими и дают совсем другие световые кривые (последовательность повышения и понижения яркости), чем любые сверхновые. Ведущее объяснение явления известно, как «парно-нестабильная сверхновая». Когда большая масса – в сотни, тысячи и даже многие миллионы раз больше массы всей нашей планеты – схлопывается в небольшой объём, выделяется огромное количество энергии. Теоретически, если звезда будет достаточно массивной, порядка 100 солнечных масс, выделяемая ею энергия окажется такой большой, что отдельные фотоны могут начать превращаться в электрон-позитронные пары. С электронами всё ясно, а вот позитроны – это их двойники из антиматерии, и у них есть свои особенности.

На диаграмме показан процесс производства пар, который, как считают астрономы, привёл к появлению гиперновой SN 2006gy. При появлении фотонов достаточно высокой энергии появятся и электрон-позитронные пары, из-за чего упадёт давление и начнётся неуправляемая реакция, уничтожающая звезду

При наличии большого количества позитронов они начнут сталкиваться с любыми имеющимися электронами. Эти столкновения приведут к их аннигиляции и появлению двух фотонов гамма-излучения определённой, высокой энергии. Если скорость появления позитронов (и, следовательно, гамма-лучей) достаточно низка, ядро звезды остаётся стабильным. Но если скорость увеличится достаточно сильно, эти фотоны, с энергией больше 511 кэВ, будут разогревать ядро. То есть, если начать производство электрон-позитронных пар в схлопывающемся ядре, скорость их производства будет расти всё быстрее и быстрее, что будет ещё сильнее разогревать ядро! Бесконечно это продолжаться не может – в результате это приведёт к появлению самой зрелищной сверхновой из всех: парно-нестабильной сверхновой, в которой происходит взрыв целиком всей звезды массой в более, чем 100 солнц!

Это значит, что 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.

Слева – иллюстрация художника внутренностей массивной звезды, сжигающей кремний, и находящейся на последних стадиях, предшествующих сверхновой. Справа – изображение с телескопа Чандра остатков сверхновой Кассиопея A показывает наличие таких элементов, как железо (голубой), сера (зелёный) и магний (красный). Но этот результат не обязательно был неизбежным.

При изучении очень массивной звезды появляется искушение предположить, что она станет сверхновой, после чего останется чёрная дыра или нейтронная звезда. Но на самом деле есть ещё два возможных варианта развитии событий, которые уже наблюдали, и которые происходят довольно часто по космическим меркам. Учёные всё ещё работают над пониманием того, когда и при каких условиях происходит каждое из этих событий, но они на самом деле происходят. В следующий раз, рассматривая звезду, во много раз превосходящую Солнце по массе и размеру, не думайте, что сверхновая станет неизбежным итогом. В таких объектах остаётся ещё много жизни, и много вариантов их гибели. Мы знаем, что наша наблюдаемая Вселенная началась со взрыва. В случае наиболее массивных звёзд мы пока ещё не уверены, закончат ли они свою жизнь взрывом, уничтожив себя целиком, или же тихим коллапсом, полностью сжавшись в гравитационную бездну пустоты.

Все виды звёзд. Сверхновые, карлики, нейтронные и прочие | Космос, Наука

Каждый атом в вашем теле берёт своё начало во взорвавшейся звезде. Это самая поэтичная вещь из тех, что я знаю о физике: вы все — звёздная пыль.
Лоуренс Максвелл Краусс

Древние мудрецы любили наблюдать за движением светил по звёздному небу. А поскольку в воззрениях на саму мудрость среди них никогда не было единого мнения, астрономические знания получали как мистическое — предсказание судьбы, — так и сугубо утилитарное применение — для уточнения календаря и навигации. Но знание тысячелетиями оставалось крайне ограниченным. О звёздах людям было известно только то, что они есть. Теперь мы знаем больше.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела показывает, что часть звёзд не такие, как все

Первой известной характеристикой звёзд стала светимость. Звездочёты стали на глаз сортировать небесные тела по величинам. Понимая, что видимая яркость зависит от дистанции, ещё древние греки пытались определить расстояние до звёзд по годичному параллаксу, то есть изменению фона объекта в зависимости от того, с какой стороны от Солнца на него смотрит наблюдатель. Но удалось это лишь в 1837 году датчанину Фридриху Струве. После этого в оценку светимости звёзд была внесена поправка на дистанцию.

Следующий шаг был сделан в начале прошлого века, когда спектральный анализ позволил превратить цвет звезды, до этого момента оценивавшийся субъективно, в точную численную характеристику. И в 1910 году появилась знаменитая диаграмма зависимости между спектром и светимостью, составленная датчанином Эйнаром Герцшпрунгом и американцем Генри Расселом. Обобщив накопившиеся данные, учёные обнаружили, что 80% светил выстраиваются в тянущуюся из правого нижнего в левый верхний угол линию.

Открытие имело два следствия. Во-первых, диаграмма давала возможность, зная лишь видимую светимость и спектр, грубо оценивать расстояние до звёзд, слишком далёких для применения метода годичного параллакса. Во-вторых, помимо главной последовательности, на диаграмме отчётливо виднелось ответвление. А если присмотреться, то и не одно. Некоторые светила не желали подчиняться общему правилу возрастания яркости с температурой.

С тех пор астрономия и астрофизика с увлечением ищут объяснение видимой на диаграмме картине. И сейчас уже можно сказать, что главную последовательность образуют «правильные» звёзды, синтезирующие гелий. Для такого объекта характерна твёрдая сердцевина из «металлического» водорода, разделённая на внутреннее ядро, в котором протекают термоядерные реакции, и зону лучистого переноса, сквозь которую выделенная энергия с огромным трудом (чёрный водород непрозрачен и почти не проводит тепло) достигает зоны конвекции. Последняя тоже состоит из ионизированного водорода, но уже жидкого, хоть и плотного, как ртуть. Этот слой находится в постоянном упорядоченном движении: раскалённые массы поднимаются вверх, охлаждённые опускаются вниз, к ядру. Жар зоны конвекции питает тонкий излучающий слой — фотосферу, — бурный сияющий океан. Также звезда имеет и обычную газовую оболочку, именуемую хромосферой.

Строение звезды на примере Солнца (Kelvinsong / Wikimedia Commons)

Ответвления на диаграмме образуют светила, которые используют другие источники энергии или отличаются от звёзд главной последовательности по устройству. Обычно это или молодые, ещё формирующиеся звёзды, или старые, умирающие.

Около 2% массы нашей галактики составляют газ и пыль, большей частью рассеянные, но иногда образующие сравнительно плотные облака — туманности. Как правило, такие скопления неустойчивы, ведь сила тяготения к общему центру масс ничтожна, а скорость частиц облака оказывается выше второй космической. Но газ постоянно остывает, движение молекул замедляется, и неустойчивость может сменить знак. Такая туманность начинает сжиматься, и этот процесс (гравитационный коллапс) уже необратим. Температура в облаке начинает расти, но часть выделяющейся энергии уносится излучением, и внутреннее давление не может компенсировать растущую гравитационную силу.

Образование новых звёзд в галактиках происходит неравномерно. Новорождённые гиганты быстро взрываются, рассеивая галактический газ, после чего галактика остывает три-четыре миллиарда лет. На картинке «взорвавшаяся галактика» М82

Наше Солнце впервые засияло, будучи ещё протозвездой — коллапсирующей туманностью. Единственным источником энергии в тот момент было гравитационное сжатие, то есть превращение потенциальной энергии падающих к общему центру пылинок в кинетическую, а значит и тепловую энергию. Засияло оно холодным, малиновым цветом, но неслабо, так как по размеру соответствовало современной орбите Марса, что обеспечивало колоссальную излучающую поверхность.

Затем наше светило вошло в бурную стадию молодой звезды. В сердцевине центрального утолщения размером с орбиту Меркурия, окружённого холодным пылевым диском, материя уже спрессовалась до жидкого состояния, но давление ещё не достигло необходимого для запуска термоядерных реакций уровня. Тем не менее, водород время от времени «вспыхивал», так как неравномерность осаждения вещества из диска создавала эффект имплозии — столкновения ударных волн, направленных от периферии к центру. Детонации в свою очередь порождали встречную ударную волну, срывающую и выталкивающую в пустоту внешние оболочки звезды. Но гравитация каждый раз торжествовала, и сжатие возобновлялось.

Лишь когда водород в ядре формирующейся звезды перешёл в «металлическую фазу», протекание термоядерных реакций стало непрерывным. С этого момента выделение энергии смогло уравновесить потери на излучение, и сжатие почти прекратилось. «Почти» оно прекратилось потому, что водород, выгорая, превращается в более плотный гелий. Четыре с половиной миллиарда лет назад наше Солнце достигло зрелости, вступив на главную последовательность.

Классификация звёзд в астрономии традиционно проводится на основании спектра излучения — единственной характеристики, которую можно измерить непосредственно. Абсолютная светимость и масса звезды вычисляются уже на её основе. Вся эта сортировка по «цветам», «ветвям» и «трекам» кажется невразумительной для неспециалиста — и неудивительно. Ведь в реальности спектр — характеристика вторичная, меняющаяся с возрастом и зависящая от массы звезды. Величественную картину космоса проще расшифровать, предварительно поставив с ног на голову. Свойства и судьбы солнц определяются принадлежностью к одной из девяти «весовых категорий».

Облако газа и пыли вокруг коричневого карлика (иллюстрация)

Бурые карлики — самые лёгкие из светил. Лишь недавно стало известно, что тела массой 0,012 — 0,077 солнечных (или от 12 до 77 «юпитеров») можно считать настоящими звёздами, обладающими термоядерным источником энергии. Давления в их недрах недостаточно для запуска синтеза гелия, но его хватает для протекания реакций с самым низким порогом. Термоядерным горючим для коричневых карликов служат дейтерий и литий.

Бурые карлики (изображён T-карлик) не просто настоящие звёзды, а самая многочисленная категория звёзд. Планеты на орбитах бурых карликов уже обнаружены, но может ли там кто-то обитать — вопрос

Тем не менее, отличия бурых карликов от звёзд главной последовательности велики. Температура и светимость более крупных звёзд постоянно возрастают по мере того, как водород превращается в более плотный гелий и давление в ядре увеличивается. Бурые же карлики, напротив, из-за расхода изотопов непрерывно тускнеют — примерно на 10–20% за миллиард лет. Когда запасы горючего истощаются окончательно, карликовая звезда превращается в увеличенный аналог Юпитера. Другая любопытная особенность этих светил — неполная ионизация вещества. В их атмосферах присутствуют соединения кислорода и водорода: главным образом угарный газ и метан.

Ко второй категории относятся наименьшие из звёзд главной последовательности — красные и частично оранжевые карлики массой от 0,077 до 0,5 «солнц», уже достаточной для того, чтобы четыре ядра водорода сливались в ядро гелия. Однако горение водорода в телах такой массы ещё нестабильно. Звезда пульсирует. Сжатие ведёт к увеличению давления и возрастанию интенсивности реакций, но повышенное выделение энергии влечёт за собой нагрев ядра, расширение, снижение давления и резкое замедление синтеза. Аналогичные процессы протекают и в недрах более крупных звёзд, но если солнечная активность колеблется в пределах долей процента, то светимость красного карлика может изменяться на 40%, а в некоторых случаях даже в разы. Наименее стабильные карлики именуются «вспыхивающими звёздами» и считаются самой многочисленной разновидностью переменных.

Несмотря на неравномерность горения, с возрастом красные и оранжевые звёзды непрерывно наращивают температуру и светимость, пока наконец не сменят цвет. Свою карьеру звезда лёгкого веса завершает уже как голубой карлик. Правда, для этого требуется невероятно много времени: от 50 миллиардов до триллиона лет. Карлики очень экономно расходуют водородное горючее, но в безмерно удалённом будущем догорят и они, превратившись в гелиевые шары, покрытые водородным панцирем.

К третьей категории принадлежат оранжевые, жёлтые и жёлто-белые звёзды среднего веса — до 2,5 солнечных масс. В них водород горит стабильно, а светимость и спектр с возрастом меняются незначительно. За срок от 1 до 50 миллиардов лет (с увеличением массы долговечность светила падает стремительно) оранжевая звезда станет жёлтой, а жёлтая побелеет.

Впечатляющие и замысловатые метаморфозы начнутся, когда водород в ядре будет израсходован. Тогда твёрдая сердцевина звезды начинает сжиматься. Выдавленные из ядра «тонущим» гелием на границу конвективной зоны остатки водорода на короткое время возобновляют реакцию, вследствие чего внешние слои вещества выталкиваются наружу, а звезда раздувается в 2,5 раза, превращаясь в яркий субгигант. Ядро же по закону сохранения импульса испытывает дополнительное сжатие — имплозию, благодаря которой температура в центре звезды кратковременно подскакивает до 100 миллионов кельвинов. А этого уже достаточно для начала термоядерных реакций с участием гелия.

Горение гелия в солнцеподобной звезде прекращается почти сразу, но выделившейся за время гелиевой вспышки энергии хватает, чтобы температура в конвективной зоне возросла до миллионов градусов и горение водорода началось во всём объёме звезды. Увеличив светимость в 100 тысяч раз, а радиус в сотни раз, она превращается в красный гигант. После чего обогащённый гелием и щепоткой более тяжёлых элементов водород, слишком раскалённый, чтобы гравитация ядра могла его удержать, улетучивается. Гелиевое же ядро продолжает сжиматься, в конечном счёте превращаясь в крошечный сверхплотный белый карлик. Через несколько миллиардов лет лишённое внутреннего источника энергии тело остывает. И белый карлик становится «чёрным карликом».

Звёзды четвёртой категории — белые и бело-голубые, от 2,5 до 8 солнечных масс — с возрастом даже не меняют оттенок свечения. Существенные различия с предыдущим типом обнаруживаются в момент гелиевой вспышки. Такая звезда не выходит из стадии субгиганта, ибо более сильная гравитация препятствует разлёту вещества, а выделившейся энергии оказывается недостаточно для того, чтобы воспламенить возросшую массу водорода конвективной зоны. Расширение быстро сменяется сжатием, и горение гелия в ядре «входит в режим», став цефеидой. Звезда пульсирует с чётким ритмом. Однозначная связь между периодом пульсации и светимостью позволяет измерять по таким звёздам галактические дистанции.

Лишь после выгорания гелия в ядре цефеида, сжавшись в последний раз, вспыхивает по всему объёму, превращается в красный гигант и рассеивается, оставляя после себя белый карлик массой около 0,7 солнечной с заключённым в гелиевую оболочку ядром из углерода, азота и кислорода. Но в случае, если звезда была двойной (а обычно так оно и есть), начинается самое интересное. Дождавшись, когда второй компонент системы войдёт в фазу красного гиганта и станет терять массу, углеродный карлик начинает захватывать чужое вещество. Гравитация этого тела достаточна, чтобы в падающем на его поверхность водороде вспыхнули термоядерные реакции. В результате звезда оживает и, в зависимости от темпов и регулярности поступления горючего, превращается в «новую», «повторную новую», «карликовую новую».

Имеющие массу до 12 солнечных бело-голубые звёзды пятой категории в конце жизненного пути также проходят стадию жёлтого переменного гиганта. Но разительно отличаются в плане возможных «посмертных приключений». Есть мнение, что остающийся после их гибели углеродный белый карлик массой до 1,4 солнечных может, остыв, превратиться в гигантский алмаз. Хотя и только на время. В последующие 10¹⁵⁰⁰ лет холодный синтез — то есть возможное при данной плотности вещества «туннелирование» нуклонов из одного ядра в другое — превратит его в «железную звезду». Но не факт, что к тому времени будет существовать Вселенная.

Но карлика может и не остаться вовсе. Давление в недрах «трупа» светила этой категории настолько велико, что горение захваченного у другой звезды водорода может привести к «углеродной детонации», а из-за огромной плотности вещества синтез более тяжёлых ядер из углерода происходит по принципу цепной реакции. Превратившись в сверхновую I типа, карлик полностью распыляется, поставляя галактике необходимые для формирования планет кремний и кислород.

Для бело-голубых звёзд массой от 12 до 18 «солнц» — к этой категории относятся Антарес и Бетельгейзе — старость становится периодом расцвета. На стадии жёлтого гиганта они не пульсируют, а ровно сияют, сжигая гелий в «штатном» режиме. Стадия же красного сверхгиганта для них устойчива: даже пылая по всему объёму, водород не может покинуть глубокую гравитационную яму. Не способным нарушить величественное благолепие оказывается даже углерод, сгорающий в ещё не достигшем сверхплотного состояния ядре мирно, без взрыва.

Что происходит, когда в коллапсирующем ядре звезды, наружные слои которой всё ещё обеспечивают дополнительное давление, детонирует кремний — не очень понятно. Но кончается дело вдесятеро более мощной вспышкой сверхновой, превращающей материю гиганта в рваную туманность наподобие Крабовидной. И образованием пульсара — нейтронной звезды массой 1,5 — 2 солнечных, имеющей плотность на порядок большую, чем у белых карликов.

Сравнение размеров Солнца и голубого гиганта Денеба

Денеб, одна из самых ярких звёзд, относится к седьмой категории — голубым гигантам от 18 до 30 солнечных масс. Светила этого ранга теряют часть массы ещё на этапе формирования, когда давление излучения просто сдувает внешние слои протозвёздной туманности. Но далее они всё-таки занимают своё место на главной последовательности и проходят идентичный предыдущему типу путь развития — за единственным исключением. Образующаяся после их угасания нейтронная звезда массой около 2,5 солнечных нестабильна, и спустя неопределённый срок за взрывом сверхновой может последовать в 100 раз более мощная вспышка — гиперновая. Груда нейтронов сжимается в занимающий вдесятеро меньший объём шар кварк-глюонной плазмы — кварковую звезду.

То, что творится в недрах голубых сверхгигантов массой от 30 до 80 «солнц», даже страшно представить. Эти звёзды вспыхивают как сверхновые уже спустя 30 миллионов лет после рождения. И если 90% их массы при этом возвращаются в галактический круговорот веществ, то оставшиеся 10% «уходят из мира». Образуется чёрная дыра.

Наконец, голубые гипергиганты — светила высшей девятой категории — никогда не вступают на главную последовательность. Их светимость может превышать солнечную в миллион раз, а масса примерно в 500 раз. Но только на момент начала термоядерных реакций. Интенсивность синтеза в гипергигантах такова, что давление излучения сразу же начинает изгонять водород из гравитационной ямы, в глубине же он полностью выгорает прежде, чем звезда окончательно сформируется, перестав быть «молодой».

Наработанный гелий, в свою очередь, сразу включается в процесс горения. Затем в глубине ядра детонирует углерод… Но это лишь «псевдосверхновая». Сбросив в пространство остатки водорода и потеряв три четверти начального вещества, гипергигант превращается в сравнительно стабильную (ведь с потерей массы снижается и давление в недрах) звезду Вольфа-Райе — пылающий шар, состоящий по большей части из гелия. Температура фотосферы звезды может быть очень высока, но наблюдателю она кажется багровой. Образующийся при сгорании гелия углерод заполняет хромосферу поглощающими свет тучами сажи.

Завершается карьера гипергиганта впечатляющим взрывом гиперновой, лишь вдесятеро менее мощным, чем в случае коллапса нейтронной звезды в кварковую. Природа этого взрыва неизвестна, результатом же оказывается образование чёрной дыры в 5–15 солнечных масс.

Все звёзды

Масса предопределяет судьбу звезды не полностью. Влияние на эволюцию светила могут оказывать скорость вращения или взаимодействие с другими телами. Обмен веществом в двойных системах практически неизбежен. Встречаются и переменные типа W Большой Медведицы — пары настолько тесные, что звёзды в них сливаются в единое гантелеобразное тело. В плотных же скоплениях не редки «голубые отставшие» звёзды, получившие дополнительный водород, поглотив один из компонентов «кратной» системы.

Отдельную категорию составляют звёзды химически-пекулярные (необычные) — углеродные, бариевые, ртутно-марганцевые, а также «кремниевые» Ar-звёзды и Amзвёзды, в спектре которых усилены линии сразу нескольких тяжёлых металлов. Конечно же, «ртутные» звёзды состоят отнюдь не из ртути. Доля этого металла в их массе не выше, чем в составе большинства прочих светил. Просто некие факторы — обмен массой, замедленное вращение, слишком сильное магнитное поле — таким образом влияют на движение вещества в конвективной зоне, что в фотосферу попадают тяжёлые химические элементы, которые в нормальной ситуации должны «тонуть».

Ахернар — в полтора раза сплющенная бешеным вращением бело-голубая звезда в семь раз массивнее Солнца. Благодаря центробежной силе, на экваторе «съедающей» 85% тяготения, он окружён диском утекающего вещества и, вполне вероятно, завершит свою эволюцию уже как светило более низкой «весовой категории»

Планетарная туманность — результат медленного и величественного рассеяния красного гиганта средней массы. Лёгкие гиганты не оставляют после себя достаточно плотное облако, тяжёлые же — взрываются в конце эволюции

В современном космосе взрывы сверхновых — самые масштабные и, следовательно, наиболее интересные с точки зрения науки события. Проблема лишь в том, что из четырёх катастрофических процессов, объединяемых под названием «сверхновая», научное объяснение имеет только один, самый слабый, — термоядерная детонация углерода на белом карлике.

События, предшествующие рождению нейтронной звезды, понятны лишь в общих чертах. При синтезе железа из кремния выделение энергии ничтожно, а давление излучения не позволяет остановить дальнейшее сжатие звезды. Ядра же железа, сливаясь, порождают ещё более тяжёлые, а затем и сверхтяжёлые и нестабильные элементы. И тут-то пресловутый конфликт теории относительности и квантовой механики переходит в фазу силового противостояния. Гигантское ядро должно немедленно распасться… а ему некуда! Гравитационное сжатие вынуждает материю принимать состояния, запрещённые с точки зрения квантовой механики… Из самых общих соображений ясно: что-то будет! Но что конкретно? Язык математики бессилен описать столкновение непреодолимой силы с несокрушимым препятствием.

Или коллапс нейтронной звезды. Конечно, превращение нуклонов в кварк-глюонную плазму вполне возможно. В первые сто секунд после Большого взрыва случалось ещё и не такое! Но где Большой взрыв, а где нейтронная звезда с её смешными с позиций физики высоких энергий миллионами кельвинов? Гипотеза, впрочем, всё равно считается убедительной. Ибо альтернативные пути получения такого же количества лучистой энергии подразумевают что-то вроде столкновения обычной звезды со звездой из антиматерии. А это уже перебор даже с точки зрения астрофизиков, способных воображать самые невероятные процессы.

Если слабые «углеродные» сверхновые производят преимущественно кремний и кислород, то более мощные «нейтронные» обогащают галактический газ в первую очередь железом и никелем

Наконец, с образованием чёрных дыр тоже не возникает вопросов — но лишь при рассмотрении проблемы на упрощённом уровне «сферического коня в вакууме». Современные модели гравитационного коллапса, включая и самые экстравагантные, трактуют материю как бесконечно сжимаемый идеальный газ. А чтобы вторая космическая скорость сравнялась со скоростью света и возник горизонт событий, плотность тела массой 3 — 15 солнечных должна превысить плотность гипотетической кварковой звезды, вещество которой ведёт себя как несжимаемая жидкость… И ничего, если бы проблема ограничивалась этим. Увы, при коллапсе сверх- и гипергигантов кварковая материя сжиматься не может даже теоретически. Ибо не образуется. Иначе взрывалось бы на пару порядков сильнее.

* * *

…Тем не менее, существование чёрных дыр «звёздной» массы подтверждено многочисленными наблюдениями и никаких сомнений не вызывает.

Странно ли, что необъяснимые и даже невозможные с точки зрения науки объекты всё-таки видны? Для астрономии это норма. Знание ограничено, Вселенная бесконечна. Орбитальные и наземные обсерватории неутомимо просеивают мириады светил, отыскивая новые загадки космоса. Ибо раз уж на звёзды мы можем только смотреть, этот процесс хотя бы не должен стать скучным.

когда взорвутся последние звёзды Вселенной?

Последним интересным событием во Вселенной будут взрывы отгоревших звёзд, считает Мэтт Кэплэн (Matt Caplan) из Иллинойсского университета. К тому времени не будет не только жизни, но и чёрных дыр. Эксперт рассчитал, когда космос озарится прощальным фейерверком.

Результаты его работы описаны в научной статье, принятой к публикации в журнал Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Однажды звёзд не останется

Новые светила рождаются из сгустков межзвёздного газа в галактиках. На протяжении своей жизни (и особенно на её последних стадиях) звезда возвращает Вселенной значительную часть этого долга, исторгая из себя вещество, которое снова становится межзвёздным газом. Кроме того, некоторая часть массы звезды превращается в излучение в ходе термоядерных реакций.

Вся остальная материя концентрируется в звёздных остатках – белых карликах, нейтронных звёздах и чёрных дырах. И это окончательная смерть: такое вещество уже не имеет шанса снова стать частью звезды, рождённой из межзвёздного газа.

Белый карлик, которым когда-нибудь станет Солнце, сосредоточит в себе около половины его массы. Для большинства светил доля массы, навеки «выпадающей в осадок» в виде звёздного остатка, ещё выше.

Рано или поздно в галактиках останется слишком мало газа для рождения новых звёзд. И тогда Вселенная будет объята тьмой. Её будут озарять лишь всё ещё раскалённые, но постепенно остывающие белые карлики и нейтронные звёзды. В конце концов остынут и они.

«Это будет немного грустное, одинокое и холодное место», – описывает Кэплэн, каким станет космос в глубокой старости .

Погребальный костёр отставной звезды

Однако, по расчётам теоретика, перед окончательным наступлением вечной тьмы миру предстоит впечатляющий прощальный фейерверк. Самые массивные белые карлики озарят Вселенную огнём термоядерных взрывов.

Термоядерный взрыв белого карлика (он же – вспышка сверхновой типа Ia) происходит, когда его масса превышает некоторый предел. Эта критическая отметка (предел Чандрасекара) зависит от химического состава белого карлика.

Обычно такое происходит, если небесное тело наращивает массу. Например, белый карлик может накопить слишком много вещества, «похищенного» у звезды-компаньона, и исчезнуть в термоядерной вспышке (жадность, как известно, не доводит до добра). Такой же катаклизм может произойти, когда один белый карлик сталкивается и сливается с другим.

Но ведь масса белых карликов в остывшей Вселенной не будет расти. Всё, что может столкнуться, уже столкнётся. Все звёзды, у которых можно было бы «красть» вещество, тоже догорят. Что же тогда сможет нарушить покой мёртвого светила?

Масса такого небесного тела действительно не будет расти, отвечает учёный. Зато будет меняться химический состав, а вместе с ним и предел Чандрасекара. (Это немного напоминает анекдот о том, что цены на квадратный метр не будут расти, но будет уменьшаться квадратный метр). В конце концов предел, за которым – взрыв, станет меньше 1,2 массы Солнца.

И тогда самые массивные белые карлики, масса которых превышает эту роковую отметку, потеряют устойчивость и погибнут в термоядерном огне. Такая судьба ожидает остатки примерно 1% звёзд, наблюдающихся сегодня во Вселенной. С учётом того, что в одном только Млечном Пути насчитываются сотни миллиардов светил, это будет действительно впечатляющее зрелище (жаль, что им совершенно некому будет насладиться).

В остывшем до черноты белом карлике будут происходить очень медленные превращения, которые в конце концов приведут к взрыву.

Когда Вселенной уже некуда торопиться

Хорошо, но по какой же причине будет меняться химический состав этих отгоревших остатков? Ведь белые карлики тем и отличаются от «живых» звёзд, что в них уже не происходит термоядерных реакций, превращающих одни химические элементы в другие.

На самом деле, напоминает эксперт, это не совсем верно. В белых карликах почти не происходит таких реакций. Просто это такое маленькое «почти», что его никто и никогда не принимает во внимание.

Строго говоря, при сколь угодно низкой температуре какие-нибудь два атомных ядра рано или поздно сольются между собой. Всё дело в туннельном эффекте, иногда позволяющем им преодолеть взаимное электрическое отталкивание. Правда, происходит это так редко, что зарегистрировать такой процесс невозможно. Любые небесные тела и тем более наблюдающие за ними астрономы прекратят своё существование раньше, чем подобные редчайшие акты термоядерных реакций дадут хоть какой-то наблюдаемый эффект.

Но мы ведём речь о том этапе жизни Вселенной, когда всё, что может прекратить существование, уже прекратит его. В мире просто не останется сил, меняющих судьбу белых карликов быстрее, чем это фантастически медленное превращение.

Дата последнего салюта

Итак, когда же остатки звёзд станут последними сверхновыми? По расчётам исследователя, через 10¹¹⁰⁰ лет.

Единица и 1100 нулей после неё – это не просто большое число. Это немыслимо большое число. Достаточно сказать, что в наблюдаемой Вселенной порядка 10⁸⁰ (единица и «всего» 80 нулей после неё) атомов.

К этому времени даже чёрные дыры давно испарятся, изойдя излучением Хокинга. Поэтому Кэплэн называет взрывы переродившихся белых карликов последним интересным событием во Вселенной. После этого в мире уже вряд ли хоть что-нибудь заметно изменится.

Впрочем, некоторые (хотя и не общепринятые) модели утверждают, что за гибелью нашего мира последует рождение следующего. Например, Вести.Ru рассказывали о теории, по которой расширение Вселенной должно смениться сжатием и новым Большим взрывом.

Смерть звезды. Как работают звезды

Через несколько миллиардов лет после начала жизни звезда умирает. Однако то, как умирает звезда, зависит от того, к какому типу она принадлежит.

Звезды, подобные Солнцу

Когда в ядре закончится водородное топливо, оно сожмется под тяжестью гравитации. Однако в верхних слоях произойдет некоторый водородный синтез. Когда ядро сжимается, оно нагревается. Это нагревает верхние слои, заставляя их расширяться. По мере расширения внешних слоев радиус звезды будет увеличиваться, и она станет красным гигантом . Радиус красного гигантского солнца будет как раз за орбитой Земли. В какой-то момент после этого ядро станет достаточно горячим, чтобы гелий превратился в углерод. Когда гелиевое топливо закончится, ядро расширится и остынет. Верхние слои будут расширяться и выбрасывать материал, который будет собираться вокруг умирающей звезды, образуя планетарную туманность . Наконец, ядро охладится до белого карлика , а затем, в конце концов, до черного карлика . Весь этот процесс займет несколько миллиардов лет.

Звезды массивнее Солнца

Когда в ядре заканчивается водород, эти звезды превращают гелий в углерод, как Солнце. Однако после того, как гелий исчезнет, их массы будет достаточно, чтобы превратить углерод в более тяжелые элементы, такие как кислород, неон, кремний, магний, серу и железо. Как только ядро превратилось в железо, оно больше не может гореть. Звезда коллапсирует под действием собственной гравитации, и железное ядро нагревается. Ядро становится настолько плотно упакованным, что протоны и электроны сливаются, образуя нейтроны. Менее чем за секунду железное ядро размером с Землю сжимается до нейтронного ядра с радиусом около 6 миль (10 километров). Внешние слои звезды падают внутрь нейтронного ядра, тем самым еще больше раздавливая его. Ядро нагревается до миллиардов градусов и взрывается (сверхновая ), тем самым выбрасывая в космос большое количество энергии и материала. Ударная волна от сверхновой может инициировать звездообразование в других межзвездных облаках. Остатки ядра могут образовать нейтронную звезду или черную дыру в зависимости от массы исходной звезды.

Статьи по теме HowStuffWorks

Больше замечательных ссылокБольше замечательных ссылокБольше замечательных ссылок

звезд | Управление научной миссии

Звезды являются наиболее широко признанными астрономическими объектами и представляют собой наиболее фундаментальные строительные блоки галактик. Возраст, распределение и состав звезд в галактике прослеживают историю, динамику и эволюцию этой галактики. Более того, звезды ответственны за производство и распределение тяжелых элементов, таких как углерод, азот и кислород, и их характеристики тесно связаны с характеристиками планетных систем, которые могут объединяться вокруг них.Следовательно, изучение рождения, жизни и смерти звезд занимает центральное место в области астрономии.

Звездообразование

Звезды рождаются в облаках пыли и разбросаны по большинству галактик. Знакомым примером такого пылевого облака является туманность Ориона. Турбулентность глубоко внутри этих облаков порождает узлы с достаточной массой, чтобы газ и пыль могли начать разрушаться под действием собственного гравитационного притяжения. Когда облако схлопывается, материал в центре начинает нагреваться.Известное как протозвезда, это горячее ядро в центре коллапсирующего облака, которое однажды станет звездой. Трехмерные компьютерные модели звездообразования предсказывают, что вращающиеся облака коллапсирующего газа и пыли могут разбиться на две или три капли; это могло бы объяснить, почему большинство звезд Млечного Пути представляют собой пары или группы из нескольких звезд.

Мощное звездное извержение
Наблюдения светового эха Эта Киля позволяют по-новому взглянуть на поведение мощных массивных звезд, находящихся на грани детонации.
Авторы и права: NOAO, AURA, NSF и Н. Смит (Университет Аризоны)

Когда облако схлопывается, образуется плотное горячее ядро, которое начинает собирать пыль и газ. Не весь этот материал становится частью звезды — оставшаяся пыль может стать планетами, астероидами или кометами или может остаться в виде пыли.

В некоторых случаях облако может не сжиматься с постоянной скоростью. В январе 2004 года астроном-любитель Джеймс Макнейл обнаружил маленькую туманность, которая неожиданно появилась рядом с туманностью Мессье 78 в созвездии Ориона.Когда наблюдатели со всего мира направили свои инструменты на туманность Макнейла, они обнаружили кое-что интересное — кажется, что ее яркость меняется. Наблюдения с помощью рентгеновской обсерватории НАСА «Чандра» дали вероятное объяснение: взаимодействие между магнитным полем молодой звезды и окружающим газом вызывает эпизодическое увеличение яркости.

Звезды главной последовательности

Звезде размером с наше Солнце требуется около 50 миллионов лет, чтобы созреть от начала коллапса до взрослой жизни.Наше Солнце останется в этой зрелой фазе (на главной последовательности, как показано на диаграмме Герцшпрунга-Рассела) примерно 10 миллиардов лет.

Звезды подпитываются ядерным синтезом водорода с образованием гелия глубоко в их недрах. Отток энергии из центральных областей звезды обеспечивает давление, необходимое для того, чтобы звезда не разрушилась под собственным весом, и энергию, благодаря которой она светится.

Как показано на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, звезды Главной последовательности охватывают широкий диапазон яркостей и цветов и могут быть классифицированы в соответствии с этими характеристиками.Самые маленькие звезды, известные как красные карлики, могут содержать всего 10 % массы Солнца и излучать лишь 0,01 % энергии, слабо светясь при температуре 3000–4000 К. Несмотря на свою крошечную природу, красные карлики на сегодняшний день являются самыми многочисленными звездами во Вселенной, а их продолжительность жизни составляет десятки миллиардов лет.

С другой стороны, самые массивные звезды, известные как гипергиганты, могут быть в 100 и более раз массивнее Солнца и иметь температуру поверхности более 30 000 К.Гипергиганты излучают в сотни тысяч раз больше энергии, чем Солнце, но живут всего несколько миллионов лет. Хотя считается, что подобные экстремальные звезды были обычным явлением в ранней Вселенной, сегодня они чрезвычайно редки — во всей галактике Млечный Путь есть лишь несколько гипергигантов.

Звезды и их судьбы

В целом, чем крупнее звезда, тем короче ее жизнь, хотя все звезды, кроме самых массивных, живут миллиарды лет. Когда звезда сплавляет весь водород в своем ядре, ядерные реакции прекращаются.Лишенное производства энергии, необходимой для его поддержания, ядро начинает разрушаться само по себе и становится намного горячее. Водород по-прежнему доступен за пределами ядра, поэтому синтез водорода продолжается в оболочке, окружающей ядро. Все более горячее ядро также выталкивает внешние слои звезды наружу, заставляя их расширяться и охлаждаться, превращая звезду в красного гиганта.

Если звезда достаточно массивна, коллапсирующее ядро может стать достаточно горячим, чтобы поддерживать более экзотические ядерные реакции, которые потребляют гелий и производят множество более тяжелых элементов, вплоть до железа.Однако такие реакции дают лишь временную передышку. Постепенно внутреннее ядерное пламя звезды становится все более нестабильным — иногда яростно горит, иногда затухает. Эти изменения заставляют звезду пульсировать и сбрасывать внешние слои, покрывая себя коконом из газа и пыли. Дальнейшие действия зависят от размера ядра.

Обычные звезды становятся белыми карликами
Для обычных звезд, таких как Солнце, процесс выброса внешних слоев продолжается до тех пор, пока не обнажится звездное ядро.Этот мертвый, но все еще очень горячий звездный пепел называют Белым карликом.

Белые карлики размером примерно с нашу Землю, несмотря на то, что содержат массу звезды, когда-то озадачили астрономов — почему они не коллапсируют дальше? Какая сила поддерживала массу ядра? Квантовая механика дала объяснение. Давление быстро движущихся электронов удерживает эти звезды от коллапса. Чем массивнее ядро, тем плотнее образующийся белый карлик. Таким образом, чем меньше белый карлик в диаметре, тем больше он по массе! Эти парадоксальные звезды очень распространены — наше Солнце через миллиарды лет станет белым карликом.Белые карлики по своей природе очень тусклые, потому что они такие маленькие, и, не имея источника производства энергии, они исчезают в небытие по мере того, как постепенно остывают.

Эта участь ожидает только те звезды, масса которых примерно в 1,4 раза превышает массу нашего Солнца. Выше этой массы электронное давление не может удержать ядро от дальнейшего коллапса. Такие звезды постигла другая судьба, описанная ниже.

Белые карлики могут стать новыми звездами
Если белый карлик образуется в двойной или множественной звездной системе, он может пережить более богатую событиями гибель новой звезды.

Nova в переводе с латыни означает «новый» — когда-то считалось, что новые звезды — это новые звезды. Сегодня мы понимаем, что на самом деле это очень старые звезды — белые карлики. Если белый карлик находится достаточно близко к звезде-компаньону, его гравитация может перетаскивать вещество — в основном водород — из внешних слоев этой звезды на себя, создавая его поверхностный слой. Когда на поверхности накапливается достаточное количество водорода, происходит взрыв ядерного синтеза, в результате чего белый карлик существенно становится ярче и выбрасывает оставшийся материал. В течение нескольких дней свечение стихает, и цикл начинается снова.Иногда особенно массивные белые карлики (упомянутые выше пределы массы около 1,4 солнечной) могут накапливать столько массы, что коллапсируют и полностью взрываются, становясь тем, что известно как сверхновая.

Сверхновые оставляют позади нейтронные звезды или черные дыры
Звездам главной последовательности массой более восьми солнечных суждено погибнуть в результате титанического взрыва, называемого сверхновой.

Сверхновая — это не просто более крупная новая. В новой взрывается только поверхность звезды.В сверхновой ядро звезды коллапсирует, а затем взрывается. В массивных звездах сложная серия ядерных реакций приводит к образованию железа в ядре. Получив железо, звезда выжала всю возможную энергию из ядерного синтеза — реакции синтеза, в результате которых образуются элементы тяжелее железа, на самом деле потребляют энергию, а не производят ее. Звезда больше не может поддерживать собственную массу, и железное ядро разрушается. Всего за несколько секунд ядро сжимается с примерно 5000 миль в поперечнике до дюжины, а температура подскакивает на 100 миллиардов градусов и более.Внешние слои звезды сначала начинают разрушаться вместе с ядром, но отскакивают с огромным выбросом энергии и резко выбрасываются наружу. Сверхновые выделяют почти невообразимое количество энергии. На период от нескольких дней до нескольких недель сверхновая может затмить всю галактику. Точно так же все встречающиеся в природе элементы и богатый набор субатомных частиц производятся в результате этих взрывов.

В среднем в типичной галактике взрыв сверхновой происходит примерно раз в сто лет.Ежегодно в других галактиках обнаруживается от 25 до 50 сверхновых, но большинство из них слишком далеко, чтобы их можно было увидеть без телескопа.

Нейтронные звезды
Если коллапсирующее звездное ядро в центре сверхновой содержит от 1,4 до 3 масс Солнца, коллапс продолжается до тех пор, пока электроны и протоны не объединятся в нейтроны, образуя нейтронную звезду. Нейтронные звёзды невероятно плотные — примерно как плотность атомного ядра.Поскольку она содержит так много массы, упакованной в такой небольшой объем, гравитация на поверхности нейтронной звезды огромна. Как и белые карлики, показанные выше, нейтронная звезда, формирующаяся в кратной звездной системе, может аккрецировать газ, отрывая его от ближайших компаньонов. Росси X-Ray Timing Explorer зафиксировал контрольные рентгеновские выбросы газа, вращающегося всего в нескольких милях от поверхности нейтронной звезды.

Нейтронные звезды также обладают мощными магнитными полями, которые могут ускорять атомные частицы вокруг своих магнитных полюсов, создавая мощные лучи излучения.Эти лучи движутся вокруг, как массивные лучи прожектора, когда звезда вращается. Если такой луч ориентирован так, что он периодически указывает на Землю, мы наблюдаем его как регулярные импульсы излучения, возникающие всякий раз, когда магнитный полюс проходит мимо луча зрения. В этом случае нейтронная звезда известна как пульсар.

Черные дыры
Если коллапсирующее звездное ядро превышает массу трех масс Солнца, оно полностью коллапсирует, образуя черную дыру: бесконечно плотный объект, гравитация которого настолько сильна, что ничто не может избежать его непосредственной близости, даже свет.Поскольку фотоны — это то, для чего предназначены наши инструменты, черные дыры можно обнаружить только косвенно. Косвенные наблюдения возможны, потому что гравитационное поле черной дыры настолько мощное, что любой близлежащий материал — часто внешние слои звезды-компаньона — подхватывается и затягивается.

Когда вещество закручивается в черную дыру, оно образует диск, который нагревается до огромных температур, испуская большое количество рентгеновских и гамма-лучей, указывающих на присутствие лежащего в основе скрытого компаньона.

Из останков возникают новые звезды
Пыль и обломки, оставленные новыми и сверхновыми, в конечном итоге смешиваются с окружающим межзвездным газом и пылью, обогащая ее тяжелыми элементами и химическими соединениями, образующимися во время звездной смерти. В конце концов, эти материалы перерабатываются, обеспечивая строительные блоки для нового поколения звезд и сопутствующих планетных систем.

Недавние открытия

Дата	Открытие
25 января 2022 г.	Визуализация исследует Великое извержение массивной звезды
23 ноября 2021 г.	Хаббл обнаружил, что пылающие звезды огненной туманности могут остановить формирование планеты
17 ноября 2021 г.	Хаббл шпионит за новой формирующейся звездой, инкубирующей в IC 2631
16 ноября 2021 г.	Туманность производит массивные звезды на новом изображении Хаббла
15 ноября 2021 г.	SOFIA наблюдает за звездообразованием вблизи галактического центра
8 ноября 2021 г.	Хаббл замечает вылупившиеся темные звезды frEGG
2 ноября 2021 г.	Таинственный «суперпузырь» выдалбливает туманность на новом изображении Хаббла
28 октября 2021 г.	Хаббл отмечает Хэллоуин светящейся углеродной звездой
21 октября 2021 г.	Хаббл дает беспрецедентный ранний взгляд на разрушение обреченной звезды
12 октября 2021 г.	Когда стабильная звезда взрывается (G344. 7-0.1)
22 сентября 2021 г.	Хаббл обнаружил ранние массивные галактики, работающие на пустом месте
6 сентября 2021 г.	Хаббл обнаружил горящих водородом белых карликов, наслаждающихся медленным старением
31 августа 2021 г.	Случайное открытие намекает на скрытую популяцию космических объектов
30 августа 2021 г.	Астрономия в действии (HH 111)
17 августа 2021 г.	Астрономы нашли «разрыв» в одном из спиральных рукавов Млечного Пути
9 августа 2021 г.	Увидеть пятерку
4 августа 2021 г.	TESS настраивается на «Симфонию» красных гигантов всего неба
4 августа 2021 г.	NuSTAR и XMM-Newton видят световое эхо из-за черной дыры
4 августа 2021 г.	Звезды взрываются в пыльных галактиках.Мы просто не всегда можем их видеть
26 июля 2021 г.	Ферми обнаружил «затухший» гамма-всплеск сверхновой
6 июля 2021 г.	SOFIA наблюдает редкую аккреционную вспышку на массивной протозвезде
16 июня 2021 г.	Взаимные мегавспышки со звезд (туманность Лагуна и RCW 120)
17 апреля 2021 г.	NICER исследует сжимаемость нейтронных звезд
8 апреля 2021 г.	NICER обнаружил усиление рентгеновского излучения в радиовсплесках пульсара-краба
7 апреля 2021 г.	Трио быстро вращающихся коричневых карликов может выявить предел скорости вращения
18 марта 2021 г.	Хаббл показывает, что обильные потоки от молодых звезд не могут остановить их рост
4 марта 2021 г.	Хаббл раскрывает тайну затемнения звезды-монстра
23 февраля 2021 г.	Затворническая нейтронная звезда могла быть обнаружена в сверхновой 1987A
15 февраля 2021 г.	Истерики маленькой звезды (HH 46, HH 47)
8 февраля 2021 г.	Останки редкого взрыва обнаружены в центре Млечного Пути (Стрелец А, Восток)
27 января 2021 г.	Первая шестизвездная система, где все шесть звезд подвергаются затмению
25 января 2021 г.	Межзвездный дистрибьютор (ESO 455-10)
15 января 2021 г.	Хаббл фиксирует взрыв сверхновой (1E 0102.2-7219
13 января 2021 г.	Гражданские ученые помогают создать 3D-карту космического соседства
13 января 2021 г.	Миссии НАСА разоблачают извержения магнитаров в ближайших галактиках
8 января 2021 г.	Чандра изучает экстраординарный магнетар (J1818.0-1607)

Жизнь и смерть звезд

Посмотрите на звезды. Они могут показаться постоянными светильниками на ночном небе, но знаете ли вы, что звезды рано или поздно умирают? Жизнь и смерть звезд образуют ингредиенты, из которых состоит Земля, что делает звезды критически важными для жизни, какой мы ее знаем.

Ранняя Вселенная не содержала ничего, кроме химических элементов водорода, гелия и небольшого количества лития и бериллия. В течение своего жизненного цикла звезды создают элементы с малой атомной массой. Это первые 26 элементов в периодической таблице до железа включительно. Когда умирает большинство звезд, эти легкие элементы распространяются по Вселенной, в том числе и на такие планеты, как Земля.

Как рождаются звезды?

В начале истории Вселенной, до появления звезд и планет, начали формироваться гигантские облака водорода и гелия.Постепенно эти облака набрали достаточно массы для формирования собственной гравитации. Это создало чрезвычайно плотные газовые шары. Другими словами, они образовали звезды.

Когда формируется новая звезда, ее ядро подвергается воздействию очень сильных гравитационных сил . Эта сила настолько велика, что звезда рискует рухнуть сама на себя. К счастью, ядерный синтез обеспечивает звезду энергией, необходимой для отталкивания коллапсирующего ядра. Ядерный синтез — это процесс, при котором ядра двух или более элементов объединяются для образования ядер более тяжелых элементов.Ядерный синтез также высвобождает энергию.

В ядре новообразованной звезды ядра водорода начинают сливаться в гелий. Внутреннее притяжение гравитации и внешнее воздействие ядерного синтеза в конечном итоге уравновешиваются. На какое-то время синтез водорода предотвращает коллапс звезды.

Ядерный синтез, показывающий слияние протонов и нейтронов с образованием гелия (Источник: © Let’s Talk Science, 2019, на основе изображения Борба [CC BY-SA 3.0] через Wikimedia Commons).

Знаете ли вы?
Ближайшая к Земле звезда, Солнце, превращает атомы водорода в гелий, пока вы читаете это!

Когда у молодой звезды закончится водород, ее ядро снова начнет коллапсировать.Экстремальные силы на ядре заставляют его нагреваться. Вскоре ядро станет достаточно горячим, чтобы начать синтезировать гелий в углерод и кислород. И снова ядерный синтез отталкивает гравитацию, чтобы предотвратить коллапс звезды. Один за другим звезда сплавляет каждый новый элемент. Это последовательно производит элементы с низкими атомными массами, такие как углерод, кислород и неон. Ядерный синтез не только удерживает звезды от коллапса, но и позволяет первым звездам во Вселенной создавать новые элементы, которых раньше никогда не существовало! В зависимости от своего размера звезды могут создавать элементы путем синтеза, вплоть до железа, атомный номер которого равен 26.

Но в периодической таблице 118 элементов. Итак, откуда берутся все элементы с атомным номером выше, чем у железа? От смерти звезд.

Рождение, жизнь и смерть звезд разного размера (Источник: инфографика JPLPublic, опубликованная в NASA/JPL-Caltech).

Как умирают звезды?

Несмотря на то, что звезды не являются живыми существами, у них есть «жизненные циклы», и в какой-то момент говорят, что они «умирают». То, как звезда живет и умирает, зависит от того, насколько она велика.

Самые маленькие звезды, коричневые карликовые звезды , слишком велики, чтобы считаться планетами, но слишком малы, чтобы считаться звездами. Они не могут поддерживать синтез водорода из-за своей малой массы, и их часто называют «неудавшимися звездами». Маленькие медленно горящие красные карлики живут очень долго. Их жизнь длится от одного до десяти триллионов лет! Ученые считают, что когда красные карлики в конечном итоге коллапсируют, они превращаются в белых карликов .Это очень плотные звезды, которые больше не сжигают топливо. Ученые также считают, что со временем белые карлики во Вселенной остынут и превратятся в черных карликов .

Знаете ли вы?
Цвет звезды определяется ее температурой. Самые холодные звезды кажутся красными, а самые горячие — голубыми.

Когда у звезд среднего размера, таких как Солнце, заканчивается водород, их ядра сжимаются и нагреваются. Внешние слои газа расширятся, и звезды станут красными гигантскими звездами .В конце концов, когда ядро красного гиганта остынет, оставшийся газ улетит в космос, сформировав планетарную туманность . В центре каждой планетарной туманности находится белый карлик.

Знаете ли вы?
Когда Солнце станет красным гигантом, оно станет настолько огромным, что поглотит Меркурий, Венеру и, возможно, Землю, прежде чем превратиться в планетарную туманность.

Планетарная туманность Хаббла (Источник: НАСА через Wikimedia Commons).

Самые большие звезды сначала становятся голубыми сверхгигантами , а затем трагически умирают.На самом деле, когда они коллапсируют, они создают самые большие взрывы во Вселенной. Мы называем эти взрывы сверхновыми.

Знаете ли вы?
Сверхновая настолько яркая, что может затмить целую галактику из ста миллиардов звезд!

Первоначальный взрыв сверхновой обладает такой большой энергией, что может расщепить атомы в ядре, посылая протоны и нейтроны во Вселенную. В моменты после взрыва эти частицы сталкиваются друг с другом с достаточной энергией, чтобы снова слиться воедино.Таким образом, легкие элементы продолжают сталкиваться с протонами и нейтронами, постоянно становясь все больше и больше. Этот процесс, аналогичный ядерному синтезу, называется нуклеосинтезом . Нуклеосинтез, который происходит во время взрыва сверхновой, производит элементы с более высоким атомным номером, чем у железа, которые не могут быть созданы ядерным синтезом. Когда первые звезды вымерли таким образом, образовались совершенно новые элементы, в том числе и золото. В конце концов, эти элементы оказались здесь, на Земле.

После взрыва сверхновой оставшееся ядро становится нейтронной звездой. Это чрезвычайно маленький и плотный тип звезды. У самых больших звезд оставшееся ядро настолько массивно и имеет такое сильное гравитационное притяжение, что даже свет не может покинуть его. Это называется звездной черной дырой .

Смоделированная черная дыра на фоне Млечного Пути (Источник: Уте Краус, Группа физического образования Крауса, Университет Хильдесхайма; фоновое изображение Млечного пути: Аксель Меллингер [CC BY-SA 2.

0 де] через Викисклад). Это увеличенное видео начинается с обзора массива телескопов ALMA в Чили и приближается к сердцу M87. Он показывает все более подробные наблюдения, пока, наконец, не показывает первое прямое визуальное свидетельство силуэта сверхмассивной черной дыры (0:54 мин.).

Независимо от того, как умирает звезда, ее жизненный цикл может изменить вселенную. Без звезд во Вселенной не было бы ничего, кроме облаков водорода и гелия. Именно жизнь и смерть звезд ответственны за элементы, из которых состоит все, что вы видите на Земле!

Знаете ли вы?
Модели взрывов сверхновых предсказывают создание элементов, которых даже нет на Земле! Ученые называют их экзотическими ядрами.

Звездная смерть

Конец жизни звезды :

Чтения: Шнайдер и Арни: Отряд 66

Для звезд с массой менее 25 масс Солнца конец их жизни превратиться в белых карликов после значительной потери массы. Из-за атомной пределы структуры, все белые карлики должны иметь массу меньше Предел Чандрасекара. Если их начальная масса больше Чандрасекара ограничение, то они должны потерять свои конверты во время их фазу планетарной туманности, пока они не опустятся ниже этого предела массы.Ан Примером этого является туманность Кошачий глаз, показанная ниже:

На какой стадии звезда покидает AGB (асимптотическую гигантскую ветвь) и становится белым карликом, зависит от того, как быстро у него кончается топливо. основной. Звезды с большей массой перейдут с гелия на сжигание углерода и продлить срок их службы. Звезды с еще большей массой будут сжигать неон после того, как углерод израсходован. Однако, как только железо достигнуто, синтез останавливается. так как железо так прочно связано, что никакая энергия не может быть извлечена слияние. Железо может плавиться, но при этом поглощает энергию. температура ядра падает.

После эволюции в белые карлики звезды с первоначальной массой менее 25 Солнечные массы медленно остывают, превращаясь в черные карлики и умирая от перегрева.

Звезды с массой более 25 солнечных претерпевают более жестокий конец. их жизни. Горение углеродного ядра звезды длится 600 лет этот размер. Неон горит 1 год, кислород горит около 6 месяцев (т.е. очень быстро в астрономических масштабах времени). При 3 миллиардах градусов, ядро может сплавлять ядра кремния в железо и весь сердечник расходуется за один день.

В это время образуется инертное железное ядро, где последующие слои над ядром потребляют оставшееся топливо более легких ядер в основной. Ядро размером с Землю, сжатое до предела плотности и вблизи предела Чандрасекара. Внешние регионы г. звезда расширилась, чтобы заполнить объем, равный орбите Юпитера, от солнце. Поскольку железо не действует как топливо, горение прекращается.

Внезапное прекращение выработки энергии приводит к коллапсу ядра и внешние слои звезды упасть на ядро.падение слои разрушаются так быстро, что они «отскакивают» от железного сердечника на близком расстоянии. скорость света. Отскок заставляет звезду взрываться как сверхновая.

Энергия, выделившаяся при этом взрыве, настолько огромна, что звезда затмит всю галактику на несколько дней. Сверхновую можно увидеть в ближайших галактик, примерно по одной каждые 100 лет (поэтому, если вы обследуете 100 галактик в год вы ожидаете увидеть хотя бы одну сверхновую в год). Один такая сверхновая (1991T) показана ниже в галактике M51.

Взрыв ядра сверхновой :

Как только фаза горения кремния произвела железное ядро, судьба звезда запечатана. Поскольку железо не будет плавиться, чтобы произвести больше энергии, энергия теряется при производстве нейтрино через множество ядерные реакции. Нейтрино, которые очень слабо взаимодействуют с материи, немедленно покидают ядро, забирая с собой энергию. Ядро контракты и звездные титры на грани забвения.

Когда ядро сжимается, его плотность увеличивается.Электроны вынуждены соединяться с протонами, чтобы получить нейтроны и большее количество нейтрино, называемое нейтронизация. Ядро охлаждается больше и становится чрезвычайно жестким. форма материи. Весь этот процесс занимает всего 1/4 секунды.

SN отскок мяча

При потере давления со стороны ядра неподдерживаемые области вокруг погружения ядра внутрь со скоростью до 100 000 км/с. Материал врезается в теперь жесткое ядро, огромные температуры и давления накапливаются, и слои отскакивают вверх.Шок формируется волна, которая ускоряется и через несколько часов взрывается с поверхности звезды, устремляющейся наружу со скоростью тысячи км/сек.

Весь этот процесс происходит так быстро, что мы можем проследить его только с помощью суперкомпьютерного моделирования. Карты плотности и потока показывают детали в регионах, где наблюдения не могут быть сделаны.

Когда внешние слои выбрасываются в космос, светимость умирающая звезда увеличивается в 10 ⁸ раз или на 20 звездных величин. В 1987 году в ближайшей к нам галактике взорвалась сверхновая.Тот сверхновой, обозначенной как SN1987A ( первый обнаруженный в 1987 году) был виден невооруженным глазом, поднимаясь до максимальная яркость через 85 дней после детонации с медленным спадом в течение следующих 2 лет. Кривая блеска SN1987A показана ниже:

Хотя сверхновая очень яркая, только 1% ее энергии излучается в виде оптического света. Остальное было выпущено в виде нейтрино и кинетической энергии, чтобы взорвать звезду. Большая часть начальной светимости оболочка звезды расширяется наружу и остывает.Через несколько сотен дней, эта оболочка расширения газ остыл и стал почти невидимым, а свет, который мы видим эта точка обусловлена радиоактивным распадом никеля и кобальта образуется в результате нуклеосинтеза при взрыве.

Нейтрино и гравитационные волны :

Сверхновые — самые энергетические явления во Вселенной, которые обеспечивают возможность наблюдать два очень неуловимых явления, нейтрино и гравитационные волны.

Коллапс ядра сверхновой производит поток тех самых странные частицы, нейтрино.Нейтрино очень слабо взаимодействуют с иметь значение. В большинстве случаев вещество прозрачно для нейтрино. Во время коллапса ядра сверхновой при высокой плотности некоторые из нейтрино дают импульс для запуска ударной волны, движущейся наружу. Но большая часть нейтрино вылетает из ядра сверхновой. Таким образом, когда взрывается сверхновая, в космос выбрасывается огромное количество нейтрино, течет по Галактике, проходя через пыль, газ, туманность беспрепятственный. Даже если сверхновая скрыта, нейтрино дождь на землю.

Однако, поскольку нейтрино слабо взаимодействуют, они также просто как трудно обнаружить. Наши лучшие нейтринные «телескопы» большие резервуары с водой, зарытые глубоко под землей, такие как Super Kamiokande в Японии. Вода содержит много протонов в форме водорода атомы. Нейтрино от взрыва сверхновой путешествуют на скорости или очень близко к ней. со скоростью света и несут много энергии. В редких случаях а нейтрино попадет в протон в резервуаре с водой (чем больше воды, тем шанс больше).Это столкновение породит позитрон, который отскакивает с такой силой. скорость, с которой он испускает короткую вспышку света, известную как черенковское излучение. Резервуар детектора с водой закопан глубоко в землю, чтобы устранить космические лучи и другие взаимодействия, которые могли бы исказить обнаружение нейтрино. Только нейтрино могут достигать таких глубин.

Сверхновая SN1987A была первым зарегистрированным обнаружением нейтрино астрономическое событие (большинство обнаруженных нейтрино исходят от Солнца). Двенадцать нейтрино были зарегистрированы через 3 часа после того, как сверхновая была замечена в оптический.Обнаружение нейтрино также дает нам ценную информацию о само нейтрино. До недавнего времени мы не знали, имеет ли нейтрино с нулевой массой (как фотон и, следовательно, движется со скоростью свет) или если он имеет небольшую массу и должен двигаться со скоростью меньше, чем скорость светлый. Если бы нейтрино были безмассовыми, то они бы достигли Земли. в то же время. Чем массивнее нейтрино, тем шире время их прибытия. Результаты этих опытов показали, что нейтрино имеет очень маленькую массу, что стало неожиданностью для мира физика элементарных частиц.

Еще один экзотический метод изучения сверхновых — использование гравитационное излучение. Во время коллапса ядра сверхновой огромное количество материи перемещается с огромной скоростью. Плотный масса окружена сильным гравитационным полем. Эйнштейна Общая теория относительности описывает гравитацию как кривые ткань пространства. Сильные изменения гравитации вызовут «рябь». в геометрии пространства, и эта рябь может распространяться наружу в скорость света, называемая гравитационными волнами.

Гравитационные волны можно обнаружить по их влиянию на другие массы. Например, две массы будут вибрировать при прохождении гравитационной волны, поэтому чувствительные измерения их движения с помощью лазеров обнаружат движение. В настоящее время наша технология не способна обнаруживать гравитационные волны, но в настоящее время разрабатывается новая система (LIGO) для использования на рубеже века.

Нуклеосинтез :

Во Вселенной насчитывается более 100 природных элементов, и классификация составляет периодическую таблицу.Один из великих Успехи теории звездной эволюции явились объяснением происхождения всех этих элементов. Некоторые элементы образовались, когда Вселенная была очень молода. Эпоха сразу после Большого взрыва было время, когда материя была плотно упакована и температура была высокой (десятки миллионов градусов). Слияние в ранней Вселенной произвел водород, гелий, литий, бериллий и бор, первые 5 элементов в периодической таблице.

Другие элементы, от углерода до железа, образовались в результате реакций синтеза в ядра звезд.Процесс синтеза производит энергию, которая поддерживает высокая температура звездного ядра, чтобы поддерживать высокую скорость реакции. То сплавление новых элементов уравновешивается разрушением ядер высокими энергия гамма-излучения. Гамма-лучи в звездном ядре способны разрушая ядра, испуская свободные протоны и нейтроны. Если реакция ставки высоки, то возникает чистый поток энергии.

Слияние элементов с массовыми числами (количество протонов и нейтронов) более 26 потребляет больше энергии, чем производит реакция.Таким образом, элементы тяжелее железа не могут быть источниками топлива в звезды. Точно так же и элементы тяжелее железа не образуются в звезды, так каково их происхождение?

Создание элементов тяжелее железа связано с захватом нейтронов. Ядра могут захватывать или сливаться с нейтроном, потому что нейтрон электрически нейтрален и, следовательно, не отталкивается, как протон. В повседневной жизни свободные нейтроны встречаются редко, потому что у них короткий период полураспада до радиоактивного распада. При каждом захвате нейтрона образуется изотоп, некоторые из них стабильны, некоторые нестабильны.Нестабильные изотопы распадаются с испусканием позитрона. и нейтрино, чтобы создать новый элемент.

Захват нейтрона может происходить двумя способами: s- и r-процессами, где s и r означают медленный и быстрый. s-процесс происходит в инертной углеродное ядро звезды, медленный захват нейтронов. s-процесс работает до тех пор, пока время распада нестабильных изотопов больше, чем время захвата. Вплоть до элемента висмута (атомный номер 83) s-процесс работает, но выше этой точки более массивные ядра, которые могут из висмута неустойчивы.

Второй процесс, r-процесс, используется для получения очень тяжелые нейтронно-избыточные ядра. Здесь захват нейтронов происходит в такая плотная среда, что нестабильные изотопы не успевают распадаться. Необходимая высокая плотность нейтронов достигается только во время взрыв сверхновой и, таким образом, все тяжелые элементы во Вселенной (радий, уран и плутоний) производятся таким образом. сверхновая взрыв также имеет побочное преимущество, заключающееся в приведении в движение вновь созданного элементы в космос, чтобы засеять молекулярные облака, которые сформируют новые звезды и солнечные системы.

Внутренняя работа: Массивная звезда умирает без взрыва, раскрывая чувствительную природу сверхновых

В 2008 году огромная красная звезда в другой галактике достигла конца своей жизни. Такая тяжелая звезда, как эта, родившаяся с массой в 25 раз больше солнечной, должна была погаснуть в огненной вспышке света, известной как сверхновая, в миллионы или миллиарды раз ярче нашего Солнца. Но эта отказалась от роли королевы драмы.Вместо этого он немного посветлел, а затем исчез, возможно, оставив после себя черную дыру.

Спиральная галактика NGC 6946 породила первую и пока единственную неудавшуюся сверхновую: красную сверхгигантскую звезду, которая исчезла с неба, не взорвавшись. Изображение предоставлено: Science Source/Robert Gendler.

Никто никогда раньше не видел, чтобы одна из этих огромных красных звезд исчезала с такой незначительной суетой. Это был знак того, что жизнь и смерть этих звезд сложнее, чем утверждали наши простейшие теории.«Каким бы удивительным, важным, веселым и захватывающим ни было это, это не удивительно», — говорит Стэн Вусли из Калифорнийского университета в Санта-Круз. На самом деле открытие может помочь объяснить, почему массивные звезды в компьютерных моделях часто не взрываются.

Развернуть и свернуть

Традиционная теория гласит, что почти все звезды, рожденные более чем в восемь раз массивнее Солнца, взрываются как сверхновые. В молодости массивная звезда яркая и синяя. Ядерные реакции в его ядре генерируют огромное количество энергии.Это сохраняет звезду горячей, так что давление газа выталкивается наружу и частично противодействует внутреннему притяжению гравитации звезды; то же самое происходит и с давлением множества фотонов, исходящих из ядра звезды. Пока она генерирует энергию, звезда может держаться.

В конце концов, гравитация всегда побеждает. Позже в жизни, когда у массивной звезды заканчивается топливо, она расширяется. Звезды, родившиеся между 8 и 25 или 30 массами Солнца, расширяются настолько, что их поверхности остывают, и звезды становятся красными сверхгигантами.Если бы Солнце было таким же большим, как самый большой красный сверхгигант, оно поглотило бы все планеты от Меркурия до Юпитера. Затем, согласно стандартным знаниям, звезда истощает свое топливо, и ее ядро схлопывается. Коллапс вызывает волну нейтрино. Эти призрачные частицы обычно беспрепятственно проходят через материю, но коллапс ядра производит так много нейтрино, что они отрываются от внешних слоев звезды, вызывая гигантский взрыв сверхновой.

Действительно, астрономы наблюдают множество вспышек сверхновых в других галактиках, часто в спиральных рукавах, где находятся массивные звезды.Таким образом, преобладало мнение, что почти все звезды, рожденные с массой более восьми солнечных, взрываются как сверхновые.

Тем не менее, на протяжении десятилетий такие теоретики, как Вусли, пытались заставить эти массивные звезды взорваться в компьютерных моделях; вместо этого звезды моделей часто рушатся под собственным весом. Исследователи часто предполагали, что знаменитые слова Шекспира здесь верны: вина не в наших звездах, а в нас самих. Теоретические модели могут не имитировать экстремальные условия в этих экстремальных звездах.

Проблема сверхгигантов

Но в последние годы наблюдения также начали указывать на то, что некоторые красные сверхгиганты на самом деле не становятся сверхновыми. Начиная с 1987 года, когда наблюдатели увидели сверхновую в Большом Магеллановом Облаке, соседней галактике, астрономы смогли изучить изображения галактик до взрыва и определить, какая звезда взорвалась.

К настоящему времени, говорит Стивен Смарт из Королевского университета в Белфасте, астрономы провели 25 таких вскрытий звезд. Как и ожидалось, большинство обреченных звезд были красными сверхгигантами.Но они не охватывали весь диапазон масс от восьми до 30 солнц. «У нас почти нет обнаружений звезд с массой выше [при рождении] 17 масс Солнца, — говорит Смарт, — и это должны быть самые яркие звезды, которые легче всего найти на изображениях». Он называет эту неудачу проблемой красного сверхгиганта (1, 2). Смарт подозревает, что взрываются только красные сверхгиганты с меньшей массой. Красные сверхгиганты с более высокой массой, рожденные с массой более 17 масс Солнца, взрываются, а их ядра незаметно коллапсируют в черные дыры.

Исчезающий сверхгигант 2008 года — вероятный пример, говорит Смарт.Домом звезды является гиперактивная спиральная галактика NGC 6946 в 25 миллионах световых лет от Земли, печально известная своими сверхновыми. С 1917 по 2017 год наблюдатели видели там 10 вспышек сверхновых, больше, чем в любой другой галактике; но не случившаяся сверхновая могла оказаться более значимой, чем все, что произошло.

Тогда никто не заметил исчезновения звезды. Однако в 2014 году Кристофер Кочанек и аспирантка Джилл Герке из Университета штата Огайо в Колумбусе изучали изображения галактик, настолько близких к нашей, что мы можем обнаружить их отдельные звезды.Эти астрономы знали о проблеме красных сверхгигантов и о проблемах, с которыми сталкиваются теоретики, пытаясь заставить свои звезды взорваться. На изображениях галактик запечатлен миллион красных сверхгигантов, каждый из которых может стать сверхновой в будущем. Сравнивая изображения разных лет, астрономы надеялись уловить прямо противоположное: красный сверхгигант исчезает из поля зрения, превращаясь в черную дыру.

«Было очень красиво и чисто, — говорит Герке о мероприятии 2008 года. «Там можно было увидеть звезду, а потом можно было ясно увидеть, что, по крайней мере, по нашим данным, ее больше не видно.«Это до сих пор единственный случай, когда кто-либо видел, как звезда исчезает с неба, не превратившись в сверхновую (3).

Вусли, не принимавший участия в открытии, называет заявление достоверным. Хотя звезда, возможно, все еще сияет за густым облаком пыли, звездный свет должен нагревать эту пыль и заставлять ее сильно светиться в инфракрасном диапазоне, чего никто не видел (4). Окончательное подтверждение смерти звезды ожидает космический телескоп Джеймса Уэбба, большой инфракрасный чувствительный инструмент, который НАСА планирует запустить в 2021 году.

Астрономы долго думали, что Бетельгейзе, красная звезда ( Вершина ) в ярком созвездии Ориона-Охотника, когда-нибудь взорвется яркой сверхновой. Но новое исследование повышает вероятность того, что ожидаемый взрыв может никогда не произойти. Изображение предоставлено: Shutterstock/Genevieve de Messieres.

Вопреки углероду

В 2019 году Тугулдур Сухболд из Университета штата Огайо предложил объяснение, почему красные сверхгиганты с меньшей массой взрываются, а красные сверхгиганты с большей массой — нет: «В конечном итоге это следствие того, как углерод горит в массивном звезда», — говорит он (5). Его работа основана на признании четверть века назад того факта, что углерод горит по-разному в зависимости от того, была ли рождена массивная звезда с массой больше или меньше определенной.

Большую часть своей жизни массивная звезда превращает водород в гелий в своем центре, как это делает Солнце. Когда водород заканчивается, гелий воспламеняется, создавая углерод и кислород. И когда гелий заканчивается, звезда, отчаянно пытаясь удержать свой огромный вес, использует свой углерод, превращая его в неон, натрий и магний.

Но углерод имеет подвох. Он горит при такой высокой температуре, что интенсивное тепло генерирует высокоэнергетические фотоны, которые могут превращаться в пары электронов и антиэлектронов. Обычно они аннигилируют друг друга и могут производить нейтрино и антинейтрино, которые вылетают из звезды, отнимают у нее энергию и никак не удерживают ее от гравитации. Из-за потерь нейтрино после воспламенения углерода звезде остается жить не более нескольких тысяч лет. Затем звезда сжигает еще более тяжелое топливо, пока у нее не закончатся варианты.Последние реакции выковывают железо, что является тупиком, поскольку звезда больше не может выжать энергию ядерного синтеза из этого самого стабильного из всех ядер. Не имея ничего, что могло бы его поддержать, ядро рушится.

Но взорвется ли звезда после этого или схлопнется, в первую очередь зависит от того, как она сожгла свой углерод в своем центре, предполагает Сухболд. «То, как происходит горение, меняет окончательную структуру ядра звезды, — говорит он, — и эта структура может многое сказать о том, что произойдет в конце — взорвется звезда или нет.В красных сверхгигантах с меньшей массой углерод горит конвективно: область горения пузырится и кипит, когда поднимающиеся и опускающиеся карманы газа переносят тепло от ядра. Конвекция также пополняет центральную область свежим углеродным топливом, тем самым продлевая эту стадию эволюции звезды и вызывая большие потери нейтрино; следовательно, эти красные сверхгиганты с меньшей массой имеют компактные ядра. Когда ядра коллапсируют, образуя плотные звездные объекты, называемые нейтронными звездами, они взрывают внешние слои звезды в виде сверхновой.

Однако в красных сверхгигантах с большей массой углерод не горит конвективно; это ограничивает потери нейтрино и приводит к более протяженному ядру с плотным материалом вокруг него. Когда ядро разрушается, взрывная волна врезается в плотный материал наверху, что препятствует взрыву. Вместо того, чтобы создать сверхновую, звезда взрывается, образуя черную дыру.

Разделительная линия между двумя судьбами? По подсчетам Сухболда, масса при рождении составляет около 19 солнечных масс, что недалеко от наблюдательного определения Смартта, равного 17.Учитывая неопределенность как в наблюдениях, так и в теории, Сухболд не видит конфликта. Фактически, он считает, что истинная разделительная линия может проходить где-то между 16 и 20 массами Солнца. Кроме того, теория говорит, что должны быть исключения из правила: несколько звезд с меньшей массой могут взорваться, а несколько звезд с большей массой могут взорваться.

Это новое мышление меняет не только наш взгляд на жизнь и смерть массивных звезд, но и на расчеты того, насколько продуктивно они насыщали свои галактики новыми химическими элементами.В массивных звездах нейтроны медленно превращают ядра железа, из которых родилась звезда, в более тяжелые элементы, такие как иттрий и цирконий. Но если звезды никогда не взрываются, эти элементы падают в черную дыру, лишая галактики полного химического потомства звезд.

С треском или хныканьем?

Самым ярким красным сверхгигантом на земном небе является Бетельгейзе, потрясающий звездный рубин в Орионе. Все остальные яркие звезды Ориона голубые. Только Бетельгейзе стала красной, а это значит, что по общепринятому мнению она взорвется следующей.

Или будет? «Мы не знаем, что будет делать Бетельгейзе и когда она это сделает», — говорит Вусли.

Ключевым фактором является масса звезды при рождении. Никто не знает, что это за Бетельгейзе, отчасти потому, что расстояние до звезды неизвестно. Это, в свою очередь, означает, что светимость звезды неопределенна, и астрономам необходимо знать светимость, чтобы сделать вывод о ее массе. Астроном Эдвард Гинан из Университета Вилланова недалеко от Филадельфии, штат Пенсильвания, который долгое время наблюдал за звездой, оценивает ее массу при рождении где-то между 8 и 18 массами Солнца.Так что Бетельгейзе, вероятно, все-таки взорвется как сверхновая, и в этом случае она намного затмит ослепительную Венеру в нашем небе. Но если масса звезды при рождении близка к верхней границе оценки Гинана, около 18 солнц, вместо этого Бетельгейзе может взорваться.

Имплозия была бы гораздо менее впечатляющей, а неудавшаяся сверхновая в NGC 6946 может предсказать, что мы увидим. Когда эта звезда умерла и превратилась в черную дыру, она мягко сбросила свою внешнюю оболочку и стала в пять раз ярче. Если Бетельгейзе последует ее примеру, ее яркость увеличится, но никогда не превзойдет яркость Сириуса, самой яркой звезды в ночи.Затем Бетельгейзе исчезнет, оставив буквальную дыру в Орионе.

Тем временем команда Кочанека ищет вторую неудавшуюся сверхновую. «Этот проект лучше всего делать на постоянной основе», — шутит он. С 2008 по 2019 год его команда наблюдала за 27 галактиками в пределах 35 миллионов световых лет от Земли; в этих галактиках восемь массивных звезд взорвались как сверхновые по сравнению с одной, которая потерпела неудачу.

Это только вопрос времени, думает он, прежде чем он увидит, как еще одна большая красная звезда мигает и становится новорожденной черной дырой, освещая все еще таинственную жизнь массивных звезд.

Ученые выяснили, как и когда умрет наше Солнце, и это будет грандиозно

Как будет выглядеть наше Солнце после смерти? Ученые сделали прогнозы о том, как будет выглядеть конец нашей Солнечной системы и когда это произойдет. И людей не будет рядом, чтобы увидеть финальный акт.

Ранее астрономы думали, что она превратится в планетарную туманность — светящийся пузырь газа и пыли, — пока не появились доказательства, что она должна быть значительно массивнее.

В 2018 году международная группа астрономов снова перевернула его и обнаружила, что планетарная туманность действительно является наиболее вероятным солнечным трупом.

Солнцу около 4,6 миллиарда лет — по возрасту других объектов Солнечной системы, сформировавшихся примерно в то же время. Основываясь на наблюдениях за другими звездами, астрономы предсказывают, что она достигнет конца своей жизни примерно через 10 миллиардов лет.

Конечно, по пути будут происходить и другие вещи. Примерно через 5 миллиардов лет Солнце должно превратиться в красного гиганта.Ядро звезды сожмется, но его внешние слои расширится до орбиты Марса, поглотив при этом нашу планету. Если он вообще еще есть.

Одно можно сказать наверняка: к тому времени нас уже не будет. На самом деле, человечеству осталось всего около 1 миллиарда лет, если мы не найдем выход из этой скалы. Это потому, что яркость Солнца увеличивается примерно на 10 процентов каждый миллиард лет.

Звучит немного, но такое увеличение яркости положит конец жизни на Земле. Наши океаны испарятся, а поверхность станет слишком горячей для образования воды. Мы будем настолько капут, насколько вы можете получить.

Это то, что следует за красным гигантом, который оказалось трудно определить. Несколько предыдущих исследований показали, что для образования яркой планетарной туманности исходная звезда должна быть в два раза массивнее Солнца.

Однако в исследовании 2018 года использовалось компьютерное моделирование, чтобы определить, что, как и 90 процентов других звезд, наше Солнце, скорее всего, сожмется из красного гиганта в белый карлик, а затем превратится в планетарную туманность.

«Когда звезда умирает, она выбрасывает в космос массу газа и пыли, известную как ее оболочка. Оболочка может составлять до половины массы звезды. Это обнажает ядро звезды, которое к этому моменту жизни звезды у него заканчивается топливо, он в конце концов выключается и, наконец, умирает», — объяснил астрофизик Альберт Зейлстра из Манчестерского университета в Великобритании, один из авторов статьи.

«Только тогда горячее ядро заставляет выброшенную оболочку ярко сиять около 10 000 лет — короткий период в астрономии.Это то, что делает планетарную туманность видимой. Некоторые из них настолько ярки, что их можно увидеть с очень больших расстояний, измеряемых десятками миллионов световых лет, где сама звезда была бы слишком тусклой, чтобы ее можно было разглядеть». различные виды звезд, чтобы выяснить яркость планетарной туманности, связанной с различной массой звезды.

Планетарные туманности относительно распространены во всей наблюдаемой Вселенной, среди известных, включая туманность Улитка, туманность Кошачий глаз, туманность Кольцо и туманность Пузырь.

Туманность Кошачий глаз (NASA/ESA)

Они названы планетарными туманностями не потому, что имеют какое-то отношение к планетам, а потому, что, когда первые были открыты Уильямом Гершелем в конце 18 века, они были похожи по внешнему виду планет через телескопы того времени.

Почти 30 лет назад астрономы заметили нечто странное: самые яркие планетарные туманности в других галактиках имеют примерно одинаковый уровень яркости. Это означает, что, по крайней мере теоретически, глядя на планетарные туманности в других галактиках, астрономы могут вычислить, насколько далеко они находятся.

Данные показали, что это было правильно, но модели противоречили этому, что раздражало ученых с тех пор, как было сделано открытие.

«Старые маломассивные звезды должны образовывать планетарные туманности гораздо тусклее, чем молодые, более массивные звезды. Это стало источником конфликтов за последние 25 лет», – сказал Зийлстра звезды с малой массой, такие как Солнце, модели сказали, что это невозможно, что-то меньшее, чем примерно в два раза больше массы Солнца, дало бы планетарную туманность, слишком тусклую, чтобы ее можно было увидеть.»

Модели 2018 года решили эту проблему, показав, что Солнце находится примерно на нижнем пределе массы звезды, которая может образовывать видимую туманность. t образуют видимую туманность. С другой стороны, более крупные звезды, в 3 раза массивнее Солнца, будут давать более яркие туманности

Для всех других звезд между ними предсказанная яркость очень близка к наблюдаемой.

«Отличный результат, — сказала Зейлстра.«Теперь у нас есть не только способ измерить присутствие звезд возрастом в несколько миллиардов лет в далеких галактиках, что представляет собой диапазон, который чрезвычайно трудно измерить, мы даже узнали, что будет делать Солнце, когда оно умрет! »

Исследование опубликовано в журнале Nature Astronomy .

Предыдущая версия этой статьи была впервые опубликована в мае 2018 года.

Созерцание рождения и смерти звезд Высокое разрешение и чувствительность космического телескопа Хаббла

в широком диапазоне волн дали астрономам новое понимание жизни звезд от рождения до смерти.Хаббл исследовал звездные инкубаторы огромных молекулярных облаков. Телескоп неожиданно обнаружил первое доказательство того, что формирование планет сопровождает рождение звезд. Фейерверки, сопровождающие смерть звезды, от экзотичной планетарной туманности до гигантских звездных взрывов, открыли Хабблу новые тайны.

Фон

Звезды — строительные блоки Вселенной. Они собраны в гигантские звездные скопления, как города. В свою очередь, поселки и города собираются в континенты – галактики.Звезды — это печи с ядерным синтезом для ковки более тяжелых элементов, которые, в свою очередь, становятся строительными блоками жизни, какой мы ее знаем. Потенциальные места обитания для жизни, планеты, являются обычным побочным продуктом рождения звезд. Это слипшиеся обломки, оставшиеся от вещества, упавшего на формирующуюся звезду. Как только звезда переходит к спокойному существованию, вокруг нее вращаются планеты, энергия звезды потенциально может питать жизнь, если планета находится на удобном расстоянии от звезды. Следовательно, прошлое и будущее Земли тесно связаны с поведением и эволюцией ближайшей к нам звезды, Солнца.

Звездное рождение

Изображение с телескопа Хаббла сверкающей шкатулки с драгоценностями, полной звезд, запечатлело сердце нашей галактики Млечный Путь.

Стареющие красные звезды-гиганты сосуществуют со своими более многочисленными младшими собратьями — меньшими белыми звездами, подобными Солнцу, — в этой густонаселенной области древней центральной выпуклости нашей галактики.

Понимание природы звезд в нашей галактике ставит наше Солнце в контекст со звездным образованием, спектральными классами и эволюцией. Только в первой половине 20-го века астрофизики поняли процессы ядерной энергии, которые питают Солнце, и поняли нуклеосинтез тяжелых элементов в результате звездной эволюции.

Нашему Солнцу 5 миллиардов лет, поэтому у нас нет «файлов» того, как оно родилось. Но звезды в других местах галактики показывают процесс рождения. Острое зрение Хаббла позволило астрономам заглянуть глубоко в гигантские турбулентные облака газа и пыли, где к жизни вспыхивают десятки тысяч звезд. Снимки Хаббла показывают причудливый пейзаж, созданный излучением молодых исключительно ярких звезд. Наблюдения показывают, что рождение звезд представляет собой бурный процесс интенсивного излучения и ударных фронтов. Интенсивное ультрафиолетовое излучение очищает полости в звездных питомниках и разрушает материал гигантских газовых столбов, которые являются инкубаторами для молодых звезд.

Это изображение центральной области туманности Киля шириной 50 световых лет, где происходит водоворот рождения и смерти звезд.

Одной из таких бурных сред является центральная область туманности Киля в нашей галактике Млечный Путь. Снимок Хаббла показывает фантастический пейзаж из пыли и газа, которые формируются под действием обжигающего ультрафиолетового излучения и исходящих звездных ветров заряженных частиц от группы массивных звезд.Эти звезды разрушают окружающий их материал, который является последним остатком гигантского облака, в котором они родились.

Легендарные «Столпы Творения» Хаббла купаются в ярком ультрафиолетовом свете группы молодых массивных звезд, расположенных за пределами верхней части изображения. Можно увидеть потоки газа, истекающие из столбов, поскольку интенсивное излучение нагревает и испаряет его в космос.

Более плотные участки столбов защищают материал под ними от мощного излучения.

Огромная туманность содержит не менее дюжины ярких звезд, масса которых, по приблизительным оценкам, в 50–100 раз превышает массу нашего Солнца.Самым уникальным обитателем является звезда Эта Киля, которая находится на завершающей стадии своей короткой и бурной жизни.

Некоторые звезды в звездных яслях рождаются внутри плотных облаков холодного газа. Хаббл наблюдал несколько таких натальных коконов. Самым известным является трио гигантских газовых столбов в туманности Орла. Названные «Столпами творения», эти звездные ясли купаются в палящем ультрафиолетовом свете скопления молодых массивных звезд. Можно увидеть потоки газа, истекающие из столбов, поскольку интенсивное излучение нагревает и испаряет его в космос.Более плотные участки столбов защищают материал под ними от мощного излучения.

Более позднее инфракрасное изображение колонн превращает их в жуткие тонкие силуэты на фоне бесчисленных звезд. Инфракрасный свет проникает через большую часть газа и пыли, за исключением самых плотных областей столбов. Новорожденные звезды можно увидеть спрятанными внутри гигантских колонн.

Хаббл также запечатлел в беспрецедентных деталях энергичные струи светящегося газа молодых звезд.Эти динамичные струи — это объявление Вселенной о рождении новорожденной звезды. Инфракрасное зрение Хаббла зафиксировало одно такое объявление о рождении в пыльном, бурном звездном питомнике, называемом комплексом молекулярных облаков Ориона.

В центре изображения, частично скрытая темным плащом пыли, новорожденная звезда выпускает в космос две струи горячего газа, как своего рода объявление о рождении Вселенной.

Когда звезды формируются в гигантских облаках холодного молекулярного водорода, часть окружающего материала разрушается под действием гравитации, образуя вращающийся плоский диск, окружающий новорожденную звезду.Молодая звезда питается газом, который падает на нее с диска. Часть перегретого вещества выбрасывается наружу и выбрасывается наружу от звезды в противоположных направлениях по незагроможденному пути отхода — оси вращения звезды.

Ударные фронты развиваются вдоль струй и нагревают окружающий газ. Струи сталкиваются с окружающим газом и пылью и очищают огромные пространства. Ударные фронты образуют запутанные, узловатые скопления туманности и известны под общим названием объекты Хербига-Аро (HH).Эти явления дают представление о последних стадиях рождения звезды, позволяя взглянуть на то, как наше Солнце появилось на свет 4,5 миллиарда лет назад.

Хаббл может исследовать широкий спектр звездных типов. В нашей галактике преобладают звезды малой массы, которые холоднее нашего Солнца. На такие звезды, как наше Солнце, приходится лишь 10 процентов населения галактики. Самые роскошные звезды, голубые гиганты и сверхгиганты, сияют по всей галактике, но они редки и недолговечны. Новорожденные звезды находятся в группах, называемых рассеянными скоплениями.Древние звезды, первые поселенцы галактики, обитают в шаровых звездных скоплениях с населением в 1 миллион звезд в каждом.

Хаббл помог астрономам найти свидетельство о рождении звезды, которая существует уже давно. Считалось, что возраст звезды составляет 14,5 миллиардов лет, что, на первый взгляд, делает ее старше расчетного возраста Вселенной, составляющего около 13,8 миллиардов лет. Но более ранние оценки, сделанные на основе наблюдений, датируемых 2000 годом, показывали, что возраст звезды составляет 16 миллиардов лет.Этот возрастной диапазон представлял потенциальную дилемму для космологов.

Эта древняя звездная шкатулка, шаровое скопление под названием NGC 6397, сияет светом сотен тысяч звезд.

Новые оценки возраста Хаббла уменьшают неопределенность, так что возраст звезды перекрывается с возрастом Вселенной, независимо определяемым скоростью расширения пространства, анализом микроволнового фона Большого взрыва и измерениями радиоактивного распада.

Выход в сиянии славы

На этом изображении показана вся область вокруг местонахождения сверхновой 1987A.Наиболее заметной чертой изображения является кольцо с десятками ярких пятен. Ударная волна материала, высвобожденная звездным взрывом, обрушивается на области вдоль внутренних областей кольца, нагревая их и заставляя светиться. Кольцо диаметром около светового года, вероятно, было отброшено звездой примерно за 20 000 лет до взрыва.

Хаббл раскрыл беспрецедентные подробности гибели солнцеподобных звезд. Наземные изображения показали, что многие из этих объектов, называемых планетарными туманностями, имеют простую сферическую форму.Однако Хаббл показал, что их формы более сложны. Одни похожи на вертушки, другие на бабочек, а третьи на песочные часы. Изображения дают представление о сложной гидродинамике, сопровождающей сбрасывание звездой своей внешней оболочки.

Наблюдения Хаббла за сверхновой 1987A, обратив свое внимание на разорванные остатки массивной звезды, образовавшейся в результате взрыва, выявили три таинственных кольца материала, окружающих обреченную звезду. Телескоп также заметил яркие пятна во внутренней области среднего кольца, вызванные расширяющейся волной материала от взрыва, врезавшегося в него.

Хаббл наблюдал за сверхмассивной звездой Эта Киля более двух десятилетий. Звезда, крупнейший член системы двойных звезд, была склонна к сильным вспышкам, включая эпизод в 1840-х годах, когда выброшенный материал сформировал биполярные пузыри, показанные здесь.

Хаббл также помог астрономам идентифицировать звезду, которая была в миллион раз ярче Солнца до того, как взорвалась сверхновой в 2005 году. недостаточно зрелый.Когда она взорвалась, обреченная звезда была примерно в 100 раз больше массы нашего Солнца. Фотографии до взрыва из архива Хаббла, сделанные в 1997 году, показывают, что звезда-прародитель была настолько яркой, что, вероятно, принадлежала к классу звезд, называемых светящимися голубыми переменными.

Ожидается, что чрезвычайно массивные и яркие звезды с массой, превышающей 100 солнечных, такие как Эта Киля в нашей собственной галактике Млечный Путь, потеряют всю свою водородную оболочку до своего окончательного взрыва в виде сверхновых. Наблюдения показывают, что многие детали эволюции и судьбы массивных звезд, таких как светящиеся голубые переменные, остаются загадкой.

Хаббл исследовал изодранные газообразные остатки сверхновых. Заглянув глубоко внутрь ядра остатка сверхновой, называемого Крабовидной туманностью, телескоп показал, что раздробленное ядро взорвавшейся звезды испускает похожие на часы импульсы излучения и цунами заряженных частиц, встроенных в магнитные поля.

Крабовидная туманность, остаток взрыва сверхновой звезды шириной в шесть световых лет, выталкивается пульсарным ветром оставшейся раздавленной нейтронной звезды в ее ядре. Китайские астрономы зафиксировали это жестокое событие почти 1000 лет назад в 1054 году.

Сколлапсировавшее звездное ядро, называемое нейтронной звездой, имеет примерно такую же массу, как Солнце, но оно сжато в невероятно плотную сферу диаметром всего несколько миль. Вращаясь 30 раз в секунду, нейтронная звезда испускает заметные энергетические лучи, из-за которых кажется, что она пульсирует. Четкое изображение Хаббла фиксирует сложные детали светящегося газа, который образует завихряющуюся смесь полостей и нитей. Внутри этой оболочки находится призрачное голубое свечение, испускаемое электронами, движущимися по спирали почти со скоростью света в мощном магнитном поле вокруг смятого звездного ядра.

Одна из самых ярких звезд нашей галактики по прозвищу Пистолетная звезда выглядит как яркая белая точка в центре этого изображения Хаббла. Звезда скрыта в галактическом центре, за заслоняющей пылью. Ближнее инфракрасное зрение Хаббла проникло сквозь пыль, чтобы обнаружить звезду, которая светится сиянием 10 миллионов Солнц.

Астрономы использовали мощное зрение Хаббла и самые старые выгоревшие звезды в нашей галактике Млечный Путь, чтобы обеспечить совершенно независимое определение возраста нашей Вселенной.При расчете возраста космоса исследователи не полагались на измерения расширения Вселенной. Исследователи подсчитали, что мертвым звездам, называемым белыми карликами, от 12 до 13 миллиардов лет.

Хаббл изучил множество массивных звезд, в том числе ту, которую астрономы определили как, возможно, самую яркую из известных звезд. Небесный мамонт, называемый Пистолетной звездой, высвобождает мощность, в 10 миллионов раз превышающую солнечную, и достаточно большой, чтобы заполнить диаметр орбиты Земли.Звезда высвобождает столько же энергии за шесть секунд, сколько наше Солнце за год.

Наблюдения также выявили гигантскую яркую туманность, связанную со звездой, образовавшейся в результате чрезвычайно массивных звездных извержений. По оценкам астрономов, когда гигантская звезда сформировалась от 1 до 3 миллионов лет назад, ее масса могла в 200 раз превышать массу Солнца, прежде чем она потеряла большую часть своей массы в результате сильных извержений. Формирование и этапы жизни звезды станут важными тестами для новых теорий о рождении и эволюции звезд.