Станете наш приятел

Вход

Реклама

Курсове по БЕЛ

Начало arrow За любознателните arrow Еволюция на звездите

Еволюция на звездите
Оценка: / 5
СлабОтличен 
Автор Радослав Станчев   

 

Една звезда се ражда в резултат от гравитационно свиване на чудовищен газов облак. Подобни облаци изпълват част от нашата Галактика и се появяват (в телескопите) като тъмни слабо тлеещи мъглявини, които затъмняват намиращите се зад тях звезди. Където и да съществуват тези облаци, от тях се раждат звезди

.
снимка: М16


Междузвездните облаци се състоят главно от водород. На всеки кубичен сантиметър се падат по около осем атома и една молекула. Освен това има и следи от други молекули, като при това част от последните са органични. Протозвездите възникват в някои от локалните струпвания на вещество, като във вътрешоста на обака се наброяват до десетки хиляди. Локалните струпвания на материя привличат към себе си все повече материя благодарение на гравитационното привличане. Докато атомите и молекулите падат свободно към тези струпвания, те набират скорост, блъскат се една в друга и придобиват тази хаотична форма на движение, която наричаме топлина. Следователно гравитационното свиване на газа повишава топлината му. Разреденоста на междузвездния газ е толкова голяма, че процесът на образуване на звездите продължава около 10 000 000 години.
В зависимост от масата на газа, който се свива, звездата маже да е мъртвородена, нормална или нестабилна.



снимка: Слънце


Полезна мярка е масата на Слънцето – 1,99x10³° кг която бележим със символа М☼. Ако масата е по - малка от около 0,1М☼ гравитационното налягане е недостатъчно за да се достигне температурата 10 000 000 К, която е необходима за термоядрен синтез на хелий от водородни ядра. Ако масата превишава 100☼, гравитационният натиск е така силен, че след като веднъж е започнал термоядрен синтез, във вътрешноста на звездата се поражда радиационно налягане което превишава нормалното налягане на газа. При тези условия звездата става хидродинамично неустоичива и трябва да изхвърли взривно материя, за да се нормализира. Следователно нормалните протозвезди имат маса между 0,1М☼ и 100М☼. След като температурата в центъра на зведата се повиши до 10 000 000 К, термоядрената енергия, получена при синтеза на хелиевите ядра от протони, прекъсва по-нататъшния процес на гравитационно свиване. В такъв случай казваме че звездата принадлежи на главната серия. Тогава тя се характеризира с ядро от “горящ водород”, със стабилен радиус и с излъчвана енергия , равна на енергията която се освобождава при превръщането на водорода в хелий. Такава звезда е нашето Слънце.
Колко дълго една звезда остава в главна серия, зависи от това колко време е необходимо за изразходване на водорода в ядрото й. Една звезда с маса 15 М☼ ще оставе в главна серия около 10 000 000 години, което е около 460 пъти по малко от възрастта на земното кълбо. Това, че ние виждаме такива звезди по небето, е доказателство за това, че в нашата галактика прлодължават да се раждат звезди. От друга страна, очаква се, че Слънцето ще остане в главна серия около 8 000 000 000 години. Ако Земята и Слънцето са на една възаст, то това означава, че Слънцето трябва да прекара спокойно още 3 000 000 000 години върху главната серия. Ако обаче Слънцето се е сдобило с планетната си система , след като е било вече образувано, както твърдят някои теории, то няма никакви данни за това, колко дълго ще остане то в сегашното си състояние.
Какво става когато водородът в звездното ядро бъде изразходван? Смята се, че щом като при това се увеличава количеството на хелия, то звездата се загрява още повече и става още по ярка. На такъв етап хелият напълно заменя водорода във вътрешноста на звездата. Подробностите в поведението на звездата след достигането на тази критична точка силно зависят от това, колко голямо е смесването на газовете. Това от своя страна зависи от масата – смесването е толкова по - голямо колкото по - голяма е масата. Изобщо казано, след като веднъж е образувано хелиевото ядро на звездата, не могат да протичат вече никакви ядрени реакции. Ето защо е необходимо ядрото да се свие още повече, за да се поддържа достатъчно висока температура в обвивката му, която да позволява на останалия в нея водород да гори. След като хелиевото ядро достигне някаква критична маса, то става механично неустойчиво и бързо се свива и се нагрява. Едновременно с това външните слоеве се разширяват и повърхността се охлажда. Звездата се превръща в “червен гигант” с радиус от петдесет до сто пъти по голям от слънчевия.


снимка: Червен гигант

При стократно разширение повърхността на Слънцето ще надхвърли орбитата на Венера и ще достигне до половината от сегашното си разстояние до Земята. Нашата планета ще стане необитаема далеч преди достигането на състоянието на червен гигант, горе долу по времето, когато значително ще се изчерпи водорода в центъра на Слънцето.
Един червен гигант в никой случай не е удобен съсед. Дълбоко в недрата му е заложена потенциална хелиева бомба. Ако масата на звездата превищава 0.4 М☼, в резултат на гравитационното свиване температурата в центъра ще се повиши и ще достигне 100 000 000 К, когато хелият ще се запали /в ядрен смисъл/, като започне да произвежда въглерод. Когато стане това, звездата ще бъде разтърсвана от конвулсии, по време на които в междузвездното пространство може да бъде изхвърлено значително количество материя. След изчерпването на хелия във вътрешноста на звездата се образува въглеродно ядро и тя претърпява нова фаза в еволюцията си. Тя отново става “червен гигант”, но с много по голяма яркост отпреди. Ако е достатъчно масивна, звездата може да достигне до температури, при които може да “изгаря” въглерода. При това отново се изхвърла взривно материя в междузвездното пространство. Цикълът би могъл да се повтаря и с други термоядрени горива, докато не се образува желязно ядро. От там на сетне не е възможен друг източник на енергия освен чрез гравитационното свиване. Счита се, че в крайна сметка при тимпиратури от около 7 000 000 000 К протичат разннобразни ядрени процеси и взаимодействия между елементарните частици. Те или поглъщат енергия или я предават на неутрината, които свободно напускат звездата. Полученото по този начин охлаждане води до катастрофален колапс. Това от своя страна ще доведе до бързо нагряване на външния слой, а това пък ще накара водорода и хелия останали в него да участват на ново в термоядрен синтез, поради което голяма част от звездата ще се разлети на части.


снимка: Свръхнова


Същевременно в хода на този процес се раждат редица елементи, по - тежки от желязото. Счита се, че това е пътя по които се раждат свръхновите звезди и по – тежките от желязото химични елементи.
След като изразходва всичкото термоядрено гориво, звездата или това, което е останало от нея в процеса на еволюцията й се охлажда. Ако масата й е по – малка от 1.4 М☼ тя се превръща в “бяло джудже”, което постепенно изстива до “черно джудже” с диаметър 100 пъти по - малък от този на Слънцето.



снимка: Бели джуджета

Насоченото навън налягане в звездите, чиято маса е по – голяма от 1.4 М☼ не е достатъчно голямо, за да противостои на гравитацията. Поради това такива звезди се свиват. Все пак ако масата е по – малка от 2 М☼ това свиване стига до стабилно крайно положение, когато плътноста се изравни с ядрената (около 100 000 kg.m‾ ³).


снимка: Неутронна звезда

При тези условия електроните се натикват в атомните ядра и се включват в неутроните. Крайната фаза в еволюцията в този случай е неутронна звезда, чиито диаметър е около 100 км.
Твърде правдоподобно е, че тези обекти са идентични с пулсарите – малки тела които излъчват радио импулси с период от 30 милисекунди. Ако масата на звездата превишава 2 М☼, нищо не може да предотврати свиването й до безкрай тоест, при което се раждат така наречените “черни дупки” – обекти, чието гравитационно поле е така мощно, че дори светлината не може да се отскубне от него.


снимка: Черна дупка


Колкото по – масивна е една звезда толкова по – бързо еволюира тя. Това води до интересни последици в звездите, които са гравитационно свързани по между си в двойна система. По – масивната компонента еволюира по – бързо и по – скоро от своя малък партньор достига фазата на червен гигант. При разширението на “червеният гигант” е възможно да се получи ефектен пренос на материя от по – масивната към по – малко масивната звезда.
Щом Слънцето не е член на двойна звездна система и има скромна маса, би следвало да се очаква, че в бъдеще му е отредено да доживее спокойно дните си като “бяло джудже”. Това е доста спокойна съдба предвит на това, което изобщо може да се случи. Няма съмнение обаче, че условията за живот на Земята ще станат неблагоприятни още щом Слънцето започне да еволюира от стабилното си поведение на член от главната серия към поведението на “червен гигант”.
Вероятно това ще се случи след много милиарди години. Време достатъчно да се развият и умрат десетки хиляди технологични цивилизации. Време достатъчно, за да се прокара пътя за отстъпление на живота от Земята. Но ние не можем да бъдем сигурни в това. Смятаме, че Земята и Слънчевата система са възникнали преди
4 600 000 000 години. Дали и Слънцето е възникнало по същото време? Дали Слънцето и планетите са се образували от една и съща първична мъглявина по едно и също време? Ние си даваме сметка за това, че огромното количество материя, която наричаме Млечен път, не се е обособило в звезди веднага след като самата галактика се е уплътнила, тъй като процесът на образуване на звезди продължава и до днес. Някои от звездите, които веждаме по небето, в действителност са се образували първи. Голяма часто обаче са се формирали в последствие след първичната галактична кондензация. Сред тази по – голяма част е и Слънцето. Кога са се образували планетите и как е възникнала Слънчевата система, са въпроси, които днес нямат все още напълно определен отговор. При това догатки и хипотези съвсем не липсват.

 

Източник: сп. "БГ наука", бр. 10