Мы полагаемся на наше солнце, чтобы держать нас в тепле, и мы верим, что каждую ночь, когда мы ложимся спать, солнце снова встанет на следующее утро, чтобы осветить наш день. Однако, солнце не будет делать это вечно. Что будет с нашим солнцем, когда оно постареет? Она взорвется? Как скоро?.
Один день в жизни нашего Солнца
Наше солнце-один из 300 миллиардов звезд в нашей галактике, Млечный Путь. Эти звезды рождаются из коллапсирующих облаков газа. Поскольку газовое облако сжимается или разрушается под весом собственной гравитации, атомы в облаке имеют все меньше и меньше места для перемещения. Это вызывает повышение давления и температуры внутри облака.
Как только давление будет достаточно высоким, чтобы воспламенить горение водорода, новорожденные звезды «включатся» или начнут превращать атомы водорода в гелий. Оставшаяся энергия, генерируемая этим процессом, выделяется в виде фотонов или света.
Поскольку эти фотоны выходят из ядра, они оказывают собственное давление наружу против гравитации (называемое радиационным давлением), которое действует, чтобы предотвратить крах облака. Как только эти фотоны попадают на поверхность звезды и высвобождаются, звезда начинает светиться. Большинство звезд во Вселенной в настоящее время находятся в этой фазе горения водорода.
Фотоны, покидающие наше солнце, не поступают мгновенно на землю, а перемещаются с конечной скоростью света. Это время в пути составляет примерно 8 минут. Поэтому, если бы суперзлодей бросил огромное, термостойкое одеяло на солнце, мы жили бы в блаженной неосознанности достаточно долго, чтобы сделать себе последний бутерброд :)
В конце концов, через 10 миллиардов лет или около того, в зависимости от того, насколько большой была звезда изначально, у звезды закончится водород в ее ядре, чтобы гореть. Наше солнце находится примерно на полпути через фазу горения водорода. Это означает, что топлива хватит еще на 4,5-5 миллиардов лет.
Красные гигантские звезды
Как только звезда, такая как наше Солнце, истощает водород в своем ядре, ядро начнет снова сокращаться. За исключением этого времени, не будет никакого радиационного давления, чтобы сбалансировать гравитацию. Во время этого этапа сжатия ядра температура и давление в сердечнике снова увеличиваются.
Звезда также сжигает водород в слоях, окружающих ядро, процесс, который нагревает самые внешние слои звезды. Эти нагретые внешние слои расширяются, в результате чего общий размер звезды увеличивается.
Теперь более крупная, пушистая звезда имеет более низкую температуру поверхности (поскольку такое же количество тепла теперь распространяется на более крупную поверхность) и, таким образом, становится покрасневшим. Звезды в этой фазе своей эволюции называются «красными гигантскими звездами», а их пухлые, плохо определенные внешние края дают им нечеткий вид.
Красные гигантские звезды примерно в 20-100 раз больше нашего Солнца. Когда Солнце достигнет красной гигантской фазы, оно станет настолько большим, что оно проглотит Меркурий и Венеру! Астрономы не согласны с тем, будет ли наше будущее красное гигантское Солнце поглощать Землю или просто стать опасно близким. В любом случае, мы больше не сможем жить здесь.
Между тем, снова в ядре красной гигантской звезды, которая все еще сжимается, температура и давление в конечном итоге становятся настолько высокими, что звезда начинает сжигать следующий тяжелый элемент-гелий. Иногда это случается во вспышке энергии, называемой гелиевой вспышкой. Красная гигантская фаза длится примерно около миллиарда лет до появления гелиевых искр - относительно короткое время для эволюции звезд.
Выходя с треском
После сжигания гелия в углерод, оставшаяся часть жизни звезды зависит от того,какая масса звезда была изначально. Более массивные звезды продолжат процесс горения через элемент в ядре, оставляя ядро сжиматься до тех пор, пока не начнется слияние следующего самого тяжелого элемента.
Массивные звезды будут перемещаться по периодической таблице до тех пор, пока они не начнут производить железо, самый тяжелый элемент, который можно сплавить, не требуя ввода дополнительной энергии. Железные ядра в конечном счете нестабильны и приводят к огромным быстрым взрывам, называемым сверхновым.
Одна Сверхновая может светить ярче, чем свет 100 миллиардов звезд вместе взятых. Основываясь на количестве массивных звезд в нашей галактике, а также продолжительности жизни звезды до того, как она достигнет фазы железного ядра, мы ожидаем, что сверхновая произойдет один раз в 100 лет. Может быть, ты ее уже видел?
Маленькие звезды с низкой массой, как наше солнце, никогда не будут достаточно горячими в своих ядрах, чтобы сжигать какие-либо элементы за гелием. Их внешние слои, материал, который был надут во время фазы красного гиганта, сдуваются из-за сильных ветров. Этот ионизированный газ затем образует красивые кольца вокруг звезды, которые называются планетарной туманностью, даже если они не связаны с планетами.
Как только его гелиевое топливо будет исчерпано, наше Солнце станет тем, что называется звездой белого карлика, уже не способной генерировать энергию.
Эти звезды настолько плотные, что одна чайная ложка белого карлика весит 5,5 тонн - это столько же, сколько слон здесь, на Земле! Несмотря на то, что они не создают энергию через слияние, белые карлики все еще могут излучать свет. Все эти фотоны, произведенные в ядре, продолжают пробиваться на поверхность, процесс, который может занять сотни миллиардов лет. В конце концов, у белого карлика закончится энергия, оставив за собой плотное темное ядро, называемое черным карликом. Тем не менее, Вселенной не более 14 миллиардов лет, поэтому нет звезд, которые жилы бы достаточно долго, чтобы превратиться в черных карликов ... пока.
У белых карликов все еще есть шанс дойти до сверхновой, если они находятся в двоичной системе, или, другими словами, если они вращаются вокруг общего центра масс с другой звездой. Если очень плотный белый карлик вытащит материал из соседнего соседа, в конечном итоге вес этой добавленной силы тяжести будет слишком большим для поддержки существования звезды.
Самая тяжелая масса, которую может поддержать белая карликовая звезда, в 1,4 раза больше массы нашего Солнца - предельные астрономы называют пределом Чандрасекара. В этом и заключается разница между выходом или ударом. Как только белый карлик превышает этот предел, происходит необратимая реакция, так как весь материал звезды разрушается за считанные секунды, что приводит к взрыву сверхновой.
Сверхновые являются чрезвычайно важными для жизни, мы знаем это по двум причинам.
Все элементы, слитые в ядрах звезд, останутся навсегда там и бесполезны для нас, если бы не взрывы сверхновых, отправляющих их в космос.
Мы упоминали, что элементы на периодической таблице за железом нельзя сплавить в звездах, так как такие реакции требуют энергии, а не производят ее. Элементы, более тяжелые, чем железо, образуются благодаря высокоскоростным столкновениям других атомов, побочным продуктам взрывов сверхновых. Как однажды знаменитый астроном Карл Саган сказал: «Мы все сделаны из звездного материала».
Как Образуются Черные Дыры?
Если звезда достаточно массивна в начале своей жизни, более чем в 20 раз массивнее, чем наше солнце, ядро, оставшееся после сверхновой, будет достаточно массивным, чтобы сформировать черную дыру. Черные дыры- это звездные ядра, настолько плотные, что даже свет не может от них убежать. Все, что попадет на поверхность черной дыры, известной как горизонт событий, останется там навсегда.
Если тебе понравился материал - подпишись! :)
