Человечество испокон веков имело возможность наблюдать над своими головами как тысячи далёких звёзд ночью, так и одно такое родное Солнце днём. И на протяжении всей своей истории человечество пыталось понять их истинную природу. Однако только недавно ему это удалось. Благодаря достижениям физики и астрономии мы узнали очень много об эволюции звёзд. И сейчас я хочу познакомить Вас с результатами труда учёных на протяжении последних ста лет, основой для которых, несомненно, являются научные достижения всех предыдущих тысячелетий существования человечества.
Рождение звезды
В начале своего жизненного пути звезда представляет собой дрейфующее в межзвёздном пространстве облако газа и, возможно, пыли. В какой-то момент в этом облаке из-за внешнего воздействия, например вспышки сверхновой неподалёку, образуется зона повышенной плотности, в которой и начинается гравитационный коллапс всего облака.
Со временем в результате столкновений молекул газа между собой они все приобретают одно общее направление движения вокруг нашей протозвезды, то есть начинают сонаправленное вращение вокруг центра масс, формируя аккреционный диск, который всё больше и больше насыщает будущую звезду веществом.
Когда масса протозвезды достигает критического значения, а температура и давление в центре будущего светила становятся достаточно большими, в ядре запускается процесс термоядерного синтеза, когда лёгкие ядра водорода сливаются в ядра более тяжёлого гелия, попутно выделяя огромное количество энергии. С этого момента наша протозвезда становится полноценной звездой, однако продолжающей набирать массу до тех пор, пока вокруг есть запасы вещества.
Жизнь звезды
Термоядерный синтез, описанный мной ранее, является основой существования звезды, так как он создаёт высокую внутреннюю температуру и давление, которые компенсируют силу гравитации звезды, которая стремится сжать последнюю в бесконечно малую точку. Такое состояние называется гидростатическим равновесием.
Находясь в данном состоянии, звезда не может стать больше или меньше в объёме, так как в первом случае её моментально сожмёт до стабильного состояния сила её собственной, а во втором раздует сила внутреннего давления.
Такое положение дел сохраняется на протяжении большей части жизненного цикла звезды, пока весь водород в её недрах не будет израсходован, а светило не начнёт путь к своей смерти.
Смерть звезды
Когда запасы термоядерного топлива подойдут к концу, у звезды есть три пути завершить своё существование. То, по какому из них она пойдёт, зависит от только от массы светила.
При массе менее 0.5 массы Солнца звезда продолжает тихо сжигать небольшие запасы топлива на протяжении триллионов лет, и когда они иссякают, звезда просто медленно остывает. Однако поскольку продолжительность существования таких объектов значительно больше возраста Вселенной, это только предположение, наблюдательных данных о конце эволюции красных карликов на данный момент нет.
При массе от 0.5 до 3.5 масс Солнца звезда сжигает весь водород из своих запасов, и переходит к синтезу углерода из гелия, в результате чего температура и давления внутри звезды повышается, гидростатическое равновесие нарушается, и звезду сильно раздувает, и теперь она переходит в класс красных гигантов. Спустя какое-то время звезда сбрасывает внешние слои своей оболочки, а центральная часть становится либо белым карликом, либо нейтронной звездой, либо чёрной дырой, в зависимости от массы исходной звезды.
Если же масса звезды больше 5 солнечных масс, то после перехода звезды к стадии красного сверхгиганта её ядро под действием силы гравитации начинает сжиматься, его температура и плотность растут, в нём начинают протекать реакции синтеза всё более тяжёлых элементов. И когда цепочка доходит до железа, из которого уже невозможно ничего синтезировать и получить какую-либо энергию, термоядерное горение в ядре прекращается, давление падает, гидростатическое равновесие нарушается, и гравитация схлопывает ядро, превращая его в нейтронную звезду, а сама звезда взрывается вспышкой сверхновой колоссальной мощности. В результате из сброшенного вещества образуется планетарная туманность. Именно во время таких вспышек синтезируются ядра элементов тяжелее железа, вплоть до урана, а возможно даже калифорния, из которых потом образуются планеты, астероиды, кометы, а возможно и жизнь. Если же масса оставшейся нейтронной звезды достаточно велика, то она продолжает коллапсировать, становясь в итоге чёрной дырой и окончательно завершая жизненный путь звезды.
Если Вам понравилась данная статья, то ставьте лайк и подписывайтесь на канал, ведь в таком случае Вас ждёт ещё множество интересных материалов в будущем.