В тот момент, когда прекращается сжигание гелия, из-за нехватки топлива Звезды прекращают своё существование .С другой стороны, звезды с большей массой способны вызывать другие ядерные реакции.
Превращение в супергиганта
Чем выше масса звезды, тем больше давление ее внешних слоев и тем сильнее сжимается ядро. Температура последнего может затем достичь более высоких значений, что позволяет возникать новым реакциям. Например, звезда, масса которой больше в четыре раза, нагревает свое ядро до 600 миллионов градусов, порога, при котором начинается синтез углерода.
Эта новая фаза сгорания длится даже меньше, чем предыдущая, и звезде очень быстро придется искать новый источник энергии. Таким образом, будет проведен ряд различных ядерных реакций с участием элементов, которые становятся все более тяжелыми.На каждом этапе новый источник энергии будет истощаться быстрее, чем предыдущий, и сгорание на мгновение прекращается. Это приведет к сокращению ядра и появлению новой расплавленной оболочки. Наконец, может начаться новая реакция, и цикл начнется снова. Количество различных реакций определяется массой звезды. Чем оно больше, тем выше может быть температура в центре звезды. Есть звёзды, способные достигать миллиарда градусов.С каждым новым типом реакции размеры звезды продолжают увеличиваться и постепенно превращаются в сверхгиганта.
Структура луковой шелухи
Данная цепочка не будет продолжаться вечно. Когда то реакции прекратятся. Чем выше энергия связи, тем стабильнее ядро. Из всех элементов железо обладает наибольшей энергией связи на одну составляющую. Это самое стабильное ядро. Железо не будет участвовать в ядерных реакциях. Это конец цикла ядерной реакции для звезды.
В такой момент, звезда имеет очень сложную структуру. В центре находится потухшее железное ядро. Затем следуют слои в которых содержится один из элементов, которые участвовали ранее в ядерных реакциях. Структур слоёв похожа на луковую чешую.Таким образом, начиная с внутренней стороны, слои состоят в основном из кремния, магния, неона, кислорода, углерода, гелия и водорода. В этот момент взрыв сверхновой становится неизбежен.
Бетельгейзе
Бетельгейзе - красный сверхгигант в 600 световых лет, примерно в тысячу раз больше Солнца и в 100 000 раз ярче. Это восьмая самая яркая звезда на небе, и ее можно легко распознать как левое плечо охотника Ориона в созвездии с тем же именем.Как и любой сверхгигант, Бетельгейзе завершит своё существование взрывом сверхновой. Мы не можем с уверенностью предсказать дату этого события, но оно должно произойти в течение следующего миллиона лет - крошечного времени в астрономических терминах.
Бетельгейзе уже выбросил много вещества в виде звездного ветра. Концентрические оболочки вблизи звезды асимметричны, причем более высокие концентрации зависят от направления и расстояния до звезды, что связано с конвекцией во внешних слоях звезды. Слои, выброшенные давным-давно, сталкиваются с межзвездной средой и создают ударные дуги в направлении движения звезды со скоростью 30 километров в секунду.Далее появляется прямолинейная структура, похожая на стену межзвёздной пыли. Анализ наблюдений показывает, что эта структура не происходит от Бетельгейзе. Её происхождение еще не ясно, возможно, это межзвездное облако, освещаемое сверхгигантом, или структура, созданная под действием магнитного поля нашей Галактики . Когда Бетельгейзе приблизится к этой стене, ее самые далекие газовые арки столкнутся через 5000 лет, а сама звезда пройдет через структуру через 12 500 лет.
Взрыв сверхновой звезды
Если железное ядро в центре сверхгиганта не способно генерировать энергию в результате ядерных реакций, оно должно создавать сжатие, путем преобразования своей гравитационной энергии. Поэтому начинается окончательное крушение всей звезды.Как мы увидим позже, звезда тогда подвергнется ряду реакций, которые превратят весь материал ее ядра в нейтроны. Эти частицы создают новое давление вырождения, которое останавливает сжатие ядра и делает его очень жестким.
Но другие слои звезды все еще распадаются. Они достигают поверхности несжимаемого ядра, разбиваются и отскакиваются. Затем появляется ударная волна, которая отойдет от звездного ядра и сметет все на своем пути.Звезда взрывается. Её материал выбрасывается в межзвездную среду со скоростью несколько тысяч километров в секунду. Из-за невероятного количества выпущенной энергии звезда начинает сиять, как 200 миллионов солнц, иногда даже целая галактика.
История наблюдений сверхновых звёзд
Звезда, которая начинает сиять как галактика, не остается незамеченной. Сверхновая, которая взрывается в непосредственной близости от Солнца, будет иметь настолько сильную видимую яркость, что будет видна даже при дневном свете. Таким образом, история астрономии отслеживает дюжину зарегистрированных исторических сверхновых, первое упоминание о которых датируется 185 годом нашей эры в китайских летописях.
В частности, китайцы наблюдали в 1054 году в созвездии Тельца сверхновую, которая оставалась видимой среди бела дня в течение трех недель. В точном месте, которое они указывают, сегодня находится Крабовидная туманность - облако газа и пыли, расположенное в 6000 световых лет от Солнца и составляющие остатки оболочки, взорвавшейся сверхновой 1054 года.Именно в азиатских странах мы находим самые старые исторические следы. Европейцы, которые, вероятно, наблюдали эти же явления, предпочитали закрывать глаза на явления, которые ставили под сомнение неизменность небес, отстаиваемых Аристотелем . Первые две сверхновые, официально наблюдаемые на Западе, были Тихо Браге в 1572 году и Йоханнес Кеплер в 1604 году.
Эти две исторические сверхновые сыграли важную роль в развитии астрономии. Они показали астрономам того времени, что небеса не являются неизменными и что различие между подлунным миром и небесными телами было чистой фантазией.
Два типа сверхновых звёзд
Отметим также, что не все сверхновые могут быть объяснены коллапсом массивной звезды. Некоторые происходят по несколько иным причинам внутри двойной звезды. Это, например, случай звездной пары, состоящей из белого карлика и гигантской звезды.Если две звезды в паре находятся достаточно близко, гигант может потерять свои внешние слои, которые передаются гному и создают вокруг него аккреционный диск.
Из-за этого диска масса карлика будет увеличиваться до того момента, пока не превысит предел Чандрасекара. Это значит что карлик больше не может противостоять гравитации и он начинает разрушаться. Это вызывает воспламенение звезды, затем, из-за особой природы белых карликов, приводит к взрыву и распаду звезды. Результатом является очень сильное увеличение яркости. Наблюдаемое издалека явление очень похоже на то, что сопровождает коллапс массивной звезды. Чтобы провести различие, мы говорим о сверхновой I типа, в отличие от сверхновой II типа, которая является результатом классического коллапса.
Будьте осторожны, чтобы не спутать этот тип сверхновой с новой , которая представляет собой лишь взрыв на поверхности белого карлика, явление гораздо менее мощное и разрушительное.
Создание тяжелых элементов
Массивные звезды играют жизненно важную роль в химической эволюции космоса. Действительно, после Большого взрыва Вселенная состояла только из двух химических элементов: водорода и гелия. Если бы она оставалась на этой стадии, она была бы скучной, никакая химия не развивалась бы, никакая планета не могла быть сформирована, и жизнь не могла бы родиться.Немногие звезды производят некоторые более тяжелые элементы, такие как углерод или кислород, и выбрасывая их в космос через звёздные ветры и планетарные туманности. Однако их влияние ограничено из-за небольшого количества созданных элементов и относительно небольшой вовлеченной массы.
Основную роль в создании химических элементов играют массивные звезды, которые являются местом создания все более сложных ядерных реакций, которые приводят к созданию элементов, более легких, чем железо, например магния, кремния или серы. Но эти звезды не довольствуются только производством тяжелых элементов, они также ответственны за их распределение во время взрыва сверхновой , когда оболочка, богатая новыми элементами, разрывается и выбрасывается в межзвездное пространство.Таким образом, из поколения в поколение массивные звезды постепенно обогащают Вселенную тяжелыми элементами, позволяют ей развивать сложную химию и дают ей возможность создавать жизнь.
Элементы тяжелее железа
Массивные звезды не ограничиваются производством более легких элементов, например железа. На самом деле они являются источником всех других элементов, которые мы знаем. Ядерные реакции внутри них производят не только энергию, но и различные частицы, в частности нейтроны.
Нейтроны не несут электрический заряд и не подвержены электрическому отталкиванию других атомных ядер. Они могут легко прилипать к другим ядрам и увеличивать их массу. Если созданное таким образом множество не является стабильным, оно трансмутирует и рождает новый элемент атома. Именно благодаря этому процессу, называемому медленным захватом нейтронов, образуются определенные элементы, более тяжелые, чем железо, такие как олово или ртуть.
Чтобы пойти еще дальше и создать более тяжелые элементы, необходимо прибегнуть к быстрому захвату нейтронов. Это происходит в самый момент взрыва сверхновой. Когда внутренние слои оболочки разрушают звездное ядро, они подвергаются очень высокой температуре и давлению. Эти условия приводят ко многим ядерным реакциям и, следовательно, к образованию нейтронов в больших количествах.Атомные ядра затем сталкиваются с сильным потоком нейтронов. Они вынуждены поглощать их несколько за один раз, прежде чем они смогут трансмутировать, поэтому появляются даже более тяжелые элементы, чем предыдущие, например, платина и золото.
