Звёзды есть нечто большее, чем просто белые точки на ночном небе.
Для современного обывателя звезда, не является ничем важным в повседневной жизни, она утратила своё практическое применение, хотя все с детства знают узоры, которые они создают – созвездия, как например созвездие Ориона или всеми известное созвездие Большой Медведицы.
Но для тех, кто жил в давние времена они значили гораздо большее, как например «приход» Сириуса на ночном небе для египтян значило начала нового года, это сохранялось веками, даже жившие в средневековье люди верили, что звёзды могут предрекать их судьбу, как например по легенде, звездочёт Бориса Годунова предрёк ему править ровно 7 лет.
Многие в современном мире, не смотря на развитие науки, до сих пор верят тому, что звёзды могут что-то предсказать, это превратилось в такую сферу, как астрология.
глава 1. Рождение
Про рождение звёзд нельзя начать разговор, не упомянув одну из самых знаменитых теорий в космологии, а именно теория Большого Взрыва (Big Bang). Как говорится, что все дороги ведут в Рим, так и в большинстве теорий происхождения звёзд, чёрных дыр и даже вселенной многие дороги ведут к Большому Взрыву, потому что без его концепции довольно сложно объяснить некоторые события.
По этой теории во время взрыва образовались элементарные частицы, которые вскоре ввиду физических и химических реакций породили и другие.
Эти частицы собирались и собираются до сих пор в большие газопылевые облака, достигая 10 - 100 парсек в диаметре(1 парсек ~ 3,2 световых года ~ 30,9 трл км) и массой больше 200 масс нашего солнца.
Такие газопылевые облака называют глобулами Бока. В них содержится большое количество молекул водорода, около 98% от общей массы.
Внутри этого облака постоянно борются две прямо противоположные силы – сжатие и расширение.
На сжатие влияет собственная гравитация и внешние силы(например взрыв соседней звезды). А на расширение давление в центре облака и его магнитные силы.
Почти всегда побеждает сила сжатия.
Потому что свет не может пройти через плотное непрозрачное внешнее облако. Из-за этого в центре температура падает до примерно 3 кельвинов(примерно – 270 градусов по цельсию), вскоре происходит быстрое сжатие. Образуется не до конца сформировавшаяся звезда – протозвезда. Процесс её образования может достигать несколько сот тысяч лет.
Надо уделить внимание этим 3 кельвинам. При такой температуре облако становиться прозрачным для собственного излучения.
Что характерно, газ при таком сжатии не нагревается сразу, а лишнее тепло уходит в виде инфракрасного излучения, на это влияют молекулы CO, H2O, а также молекулы пыли, для которого эта рыхлая протозвезда остаётся невидимой(как раз-таки из-за температуры 3 кельвина).
Это сжатие происходит ещё несколько сот тысяч лет, за этот срок плотность повышается в миллионы миллиардов раз, это как если бы плотность, близкая к полному вакуума, увеличилась бы до плотности комнатного воздуха. А размеры протозвезды уменьшаются примерно в 10 000 раз. Протозвезда всё ещё не горяча.
Но со временем звезда всё-таки начинает нагреваться из-за сжатия, в ядре, которое на 90% состоит из атомов водорода, запускается термоядерный синтез и звезда «зажигается», то есть становится похожей на привычные нам звёзды.
Он запускается, потому что температура постепенно повышается, ввиду того, что звезда стала видимой для излучения, резко прекратив вывод тепла, она увеличивает своё внутреннее давление. Потом давление уравновешивает силу тяжести. Звезда повышает свою температуру.
Термоядерный синтез происходит путём реакции четырёх протонов, образующих атом гелия с выделением элементарных частиц. Масса выделенных частиц имеет меньшую массу, чем суммарная масса четырёх протонов, а значит эта недостающая масса превратилась в энергию.
Замечу, что термоядерный синтез это не абсолютно единственный путь развития звезды. Если звезда имеет массу, меньше 0,08 масс солнца, то термоядерный синтез просто не способен начаться в ней, появляется холодная звезда – коричневый карлик.
Что происходит после того, как звезда загорелась? У неё есть три пути.
глава 2. Три пути.
Первым из путей является звезда карлик или по-другому субзвёздный объект.
Такой карлик образовывается, если звезда имеет массу 0,08 – 0,5 масс солнца. Они холодные относительно других звёзд, имея температуру от 3000 до 4000 кельвинов(или от 2700 до 3700 по цельсию).
Например, у звезды WISE 1828+2650 в созвездии «Лиры» температура колеблется от -27 до +127 градусов по цельсию, она находится на расстоянии около 47 световых лет от нас. Да, даже в деревенской бане температура воздуха может превышать температуру этой звезды.
Так как карлик относительно холодный, в нем не может начаться термоядерный синтез, либо он проходит очень медленно и переменно.
Из-за того, что термоядерный синтез проходит плохо и маленьких размеров самого светила, они не могут генерировать много тепла, из-за чего они очень долго испаряются, в конце превращаясь в чёрного карлика, этот процесс перехода из коричневого в чёрный может достигать миллиарды лет, они будут осуществлять переход большее время, чем существует современная вселенная. Из-за этого ни одного чёрного карлика не обнаружено.
Этот переход сопровождается сменой 4 классов.
М-класс - это самые молодые и массивные, за ним идёт L-класс, они ещё массивны, но довольно-таки стары, здесь они находятся до 10^8 лет маломассивные и до 10^10 лет – крупные. За L идёт T, потом Y. T и Y классы – это стадии остывания. В конце последнего класса температура карлика может доходить всего до 300 кельвинов(27 по цельсию).
В конце всего жизненного цикла они схожи с белыми карликами, про которые сейчас и будет разговор.
Белые карлики не образовываются из газопылевого облака ( глобулы Бока), как коричневые карлики, они сами являются остатками более крупных звёзд, чаше всего звёзд солнечного типа, или как их ещё называют – звёзды главной последовательности.
Звёзды главной последовательности, как и прочие звёзд, образуются из газопылевого облака, этот процесс процесс описан выше, только протозвезда должна иметь массу, минимум 0,2 солнечной массы. В таких звёздах запускается термоядерный синтез, они генерируют тепло, в их ядре проходят активные термодинамические процессы, уравновешивающие силы сжатия.
Но с течение времени звезда начинает терять свои запасы горючего, превращаясь в красного гиганта.
Процесс превращения звезды главной последовательности в красного гиганта может достигать миллионы или миллиарды лет, это время зависит от размера самой звезды, чем она больше, тем быстрее она перейдёт на стадию красного гиганта. Например наше солнце перейдет на стадию красного гиганта примерно через 5 млрд лет.
Сам процесс перехода звезды солнечного типа в красного гиганта состоит из нескольких этапов.
Во-первых. В звезде заканчивается водород, что приводит к сильному замедлению или вообще остановки термоядерного синтеза, т. е. гелий перестаёт синтезировать с водородом, что ведёт к прекращению тепловыделения.
Во-вторых. В гелевых слоях вокруг ядра из-за гравитационного сжатия и давления начинается горение гелия, выделяется большое количество энергии, звезда расширяется, в конце доходя до радиуса, превышающего радиус солнца в 100-1000 раз, но температура на поверхности начинает падать, плотность звезды уменьшается. Но плотность ядра наоборот увеличивает свою плотность до примерных 3,5 * 10^5 г/см^3.
В-третьих. Красный гигант, не выдержав давления, сбрасывает внешние слои в виде планетарной туманности, ядро остаётся, это ядро и называют белым карликом.
Важным моментом является то, что звёзды, масса которых во много раз превосходит массу солнца, не станут белыми карликами, они продолжат своё горение, закончив свою жизнь вспышкой сверхновой.
Жизнь красного гиганта коротка, она занимает около 10 % всей эволюции и жизни звезды.
Самыми знаменитыми красными гигантами на ночном небе являются Бетельгейзе, Арктур, Мира, Альдебаран. Это одни из самых ярких звёзд, некоторые красные гиганты могут быть ярче солнца в десятки, а то и в миллионы раз.
После сверхновой образуется нейтронная звезда, в среднем имеющая диаметр около 17-20 км. Она очень сжата, плотна, если бы мы смогли взять с её поверхности ложку вещества, то эта ложна на земле весила бы миллионы тонн.
Пульсары, магнетары, рентгеновские звёзды – это всё виды нейтронной звезды. Пульсары очень быстро крутятся вокруг своей оси, примерно 600 оборотов в секунду, магнетары имеют сильное магнитное поле. Их существование многих поразило, когда были засечены сигналы пульсаров, многие учёные, как вспоминал С. Хокинг думали, что это сигнал от "зелёных человечков".
По одной версии после взрыва сверхновой может образоваться чёрная звезда, про чёрные дыры их жизненный цикл и т.д. у меня есть отдельная статья, смотри ниже
Однако мы не рассказали в этой статье многие характерные для звёзд особенности, их виды. Это заняло бы слишком много времени, значит это послужит основой для других статей.