Параметры звезд
Для рассмотрения данного вопроса нам потребуется такая вещь, как диаграмма Герцшпрунга-Рассела.
Разберем же подробнее, что на ней вообще происходит. Слева по вертикали обозначается светимость в солнечных единицах (очевидно, что это единица измерения, которая равна светимости нашего солнца, 1 единица составляет 3,827⋅1026 Вт), чем выше, тем больше светимость. Снизу обозначаются Спектральные классы (чем левее, тем выше), давайте рассмотрим, что же это. Данная классификация используется для обозначения температуры звезд и их цвета, она имеет следующий вид:
- O(> 33 000 K, голубые)
- B (10 000 – 33 000 K, бело-голубые)
- A (7 500 – 10 000 K, белые или бело-голубые)
- F (6 000 – 7 500 K, белые)
- G (5 200 – 6 000 K, желтые)
- K (3700 – 5 200 K, оранжевые)
- M (2 000 – 3 700 K, красные)
- L (1 300 – 2000 K, красные)
- T (700 – 1 300 K, красные)
- Y (< 700 K, инфракрасные)
К каждой букве относится свой диапазон температур и цветов, кстати говоря, наше солнце относится к классу G, но при этом имеет белый цвет, его температура приблизительно 6 000 K (K – обозначает кельвин, единицу измерения температуры, 1 кельвин = -272,15 С).
Также на диаграмме видно, что снизу располагаются белые карлики (маленькие и тусклые отсюда и название), в середине гиганты, а сверху сверхгиганты.
В центре же диаграммы идет главная последовательность, по своей сути это основная часть жизни звезд. При составлении таблиц ученые заметили, что некоторые места на диаграмме пустуют (поскольку редко удается заметить рождение или стадию гибели звезды, так как они относительно коротки), но по диагонали вырисовывался звездный пояс, его и назвали главная последовательность, все просто.
Гибель солнца
Крайне важная часть заключается в том, что главная последовательность — это еще и последовательность масс, где слева сверху тяжелые и яркие (голубые), а в правой нижней части находятся тусклые и ''легкие'' звезды.
При этом же, чем больше планета (массивнее), тем быстрее она сжигает свою энергию, проще говоря, массивные объекты живут гораздо меньше своих более мелких представителей.
Мало-помалу звезда будет сжигать водород преобразовывая его в гелий, в конечном итоге израсходовав весь водород (примерно через 5 миллиардов лет) и солнечная ядерный синтез перестанет протекать, начнет спадать давление, с помощью которого солнце сопротивлялось гравитации, и оно начнет стягиваться. Вне ядра же все еще будет достаточно водорода, но по мере сжатия эта оболочка становится плотнее и горячее. Появляется второе дыхание и начинается термоядерный синтез причем темпы синтеза намного выше, чем были в ядре до того, как солнце покинуло главную последовательность.
Наша звезда на короткое время обретет колоссальную светимость. Внешние оболочки начинают расширяться, несмотря на то, что внутренние области сжимаются, наконец, солнце становится красным гигантом. После же начинается термоядерный синтез на основе гелия из него уже начнет образовываться ядра углерода и кислорода (он продлится примерно 100 миллионов лет), но в итоге весь гелий израсходуется, и звезда опять начнет сжиматься. Жизнь солнца начинает увядать и внешние оболочки находятся далеко, чтобы гравитация на них не действовала, и может хватить малейшей энергии, чтобы эти оболочки отошли и открыли ядро. Солнцу не хватает массы, чтобы продолжить реакции для синтеза углерода и кислорода и на его месте остается белый карлик, у него нет внутреннего источника энергии, поэтому он просто медленно остывает посреди уже пустынного космического пространства.
Вывод
Вот мы и разобрали, что же случится с нашим солнцем с научной точки зрения, к сожалению, или все же к счастью, нам не удастся запечатлеть такое колоссальное событие. Но ведь мы можем наблюдать данные события и в других уголках нашей необъятной вселенной!
Ну, а если вам понравилось, то подписывайтесь, ведь дальше больше, до новых и интересных встреч!
