Содержание
Вселенная огромна и загадочна, несмотря на невероятные успехи, которые мы делаем. И в этом Космосе диаметром более 93 миллиардов световых лет главными действующими лицами функции, без сомнения, являются звезды.
Солнце — одна из 400 000 миллионов звезд, которые могут быть в Млечном Пути.
И если мы примем во внимание, что наша галактика на одну больше, чем, конечно, 2 миллиона миллионов галактик, мы столкнемся с рядом звезд во Вселенной, которые просто ускользают от нашего понимания
Звезды — это большие небесные тела, состоящие в основном из водорода и гелия, с температурами, достаточно высокими для того, чтобы внутри них происходили реакции ядерного синтеза, заставляющие их сиять собственным светом.
Каждая звезда во Вселенной уникальна, но одним из величайших достижений астрономии было именно открытие того, что все они проходят одинаковые фазы жизни. Поэтому в сегодняшней статье мы разберем этапы звездного цикла.
Рекомендуем прочитать: «30 невероятных диковинок Вселенной»
Почему не видны звезды при съемке на смартфон… и с борта МКС?
Как оказывается, дело не только в атмосферных помехах. Как рассказывают космонавты – звезды видны в космосе прекрасно, гораздо лучше, чем с Земли! Звезды не мерцают, не переливаются разными цветами, не мигают и не дрожат, а светят ровным, спокойным светом. Млечный Путь и на земле поражает воображение, а уж при наблюдении из космоса он виден гораздо четче, хорошо видны несколько звездных скоплений и даже ближайшие галактики.
Но все это богатство доступно только человеческому глазу и вот почему.
Проведите небольшой опыт – возьмите свой телефон с фотокамерой, найдите на небе несколько ярких звезд и попробуйте сфотографировать их. Скорее всего вместо “красивостей” вы увидите в итоге “размытости” – звезды превратились в едва различимые точки, а возможно совершенно пропали с фотографии.
Дело в том, что у матрицы вашего телефона не хватит светочувствительности, чтобы отобразить небо в его полной красе. Да, как не кажутся всемогущими достижения цивилизации, они все же пасуют перед самым обычным человеческим глазом.
Чтобы получить красивую фотографию звездного неба, на котором отобразились бы даже самые тусклые звезды, нужно снимать с большой экспозицией. Говоря проще, нужно на протяжении долгого времени держать затвор фотокамеры открытым, чтобы “накопить” на матрице свет от звезд. Если же сделать моментальный снимок неба, то на нем вряд ли проявится хотя бы одна звезда.
Ту же самую особенность работы фототехники мы и наблюдаем на фотографиях Земли из космоса!
Просто на фоне далеких звезд наша “близкая” планета выглядит настолько ярко, что делай ты “орбитальный” фотоснимок с экспозицией достаточной для съемки звезд, Земля выглядела бы просто белым пятном портящим снимок. Соответственно, желая получить качественное фото нашей планеты, у вас нет другого выбора, кроме съемки с короткой экспозицией. Но при этом звезды просто не успеют “засветится” на матрице камеры и Земля “повиснет в пугающей пустоте” космоса.
Когда Земля не «засвечивает» снимок, звезды прекрасно видны с орбиты (обратите внимание на формирование грозового фронта!)!
Как убедится, что звезды в космосе действительно есть, и съемки Земли в “черном космосе” не являются монтажом? Да проще простого – смотрите на снимки ночной Земли. Как видите, на таких снимках звезды прекрасно видны – Земля больше не “засвечивает” кадр и даже при съемке с нормальной экспозицией все прекрасно видно.
Яркость, светимость и радиус
Созвездие Орион
Когда вы смотрите на ночное небо, вы видите, что некоторые звезды ярче других, как показано на этом изображении Ориона.
Два фактора определяют яркость звезды:
- светимость – сколько энергии он выделяет в данный момент времени
- расстояние – насколько далеко от нас
Прожектор излучает больше света, чем фонарик. То есть прожектор светится ярче. Однако если этот прожектор находится на расстоянии 8 километров от вас, он не будет таким ярким, поскольку интенсивность света уменьшается с увеличением квадрата расстояния. Прожектор в 8 километров от вас может выглядеть таким же ярким, как фонарик в 15 сантиметрах от вас. То же самое относится и к звездам.
Астрономы (профессиональные или любители) могут измерять яркость звезды (количество испускаемого ею света) с помощью фотометра или прибора с зарядовой связью (ПЗС) на конце телескопа. Если они знают яркость звезды и расстояние до звезды, они могут рассчитать светимость звезды:
Светимость также связана с размером звезды. Чем больше звезда, тем больше энергии она излучает и тем ярче. Это можно увидеть и на угольном гриле. Три светящихся красных угольных брикета производят больше энергии, чем один светящийся красный угольный брикет при той же температуре. Аналогично, если две звезды имеют одинаковую температуру, но разные размеры, то большая звезда будет более яркой, чем маленькая.
3.5. Сверхновая звезда
Сверхновая — это последняя (фактически предпоследняя) фаза жизни звезд с массой в 8-20 раз больше, чем у Солнца. Когда красные сверхгиганты полностью израсходовали свое топливо, гравитационный коллапс больше не оставляет белого карлика в качестве остатка. Вместо этого происходит невероятно сильный взрыв — сверхновая.
Следовательно, сверхновые — это звездные взрывы, которые происходят, когда эти массивные звезды достигают конца своей жизни.. В них достигаются температуры 3 000 000 000 ° C и излучается огромное количество энергии в дополнение к гамма-излучению, которое настолько энергично, что может проходить через всю галактику. Фактически, взрыв сверхновой звезды, подобной UY Scuti, несмотря на то, что она находится на расстоянии 9500 световых лет от нас, может вызвать исчезновение жизни на нашей планете.
Смерть звезд
Конец жизненного цикла звезды знаменуется ее смертью. Гибель звезды определяется ее массой. Звезды с малой массой, такие как Солнце, в конечном итоге сбросят свои внешние слои и оставят после себя белого карлика — небольшой плотный объект, который будет медленно остывать в течение миллиардов лет.
Смерть звезды оказывает глубокое влияние на Вселенную. Элементы, созданные в ядре звезды, будут рассеяны в космосе, обеспечивая сырье для будущих поколений звезд и планет. Энергия, высвобождаемая смертью звезды, также вызывает образование новых звезд, превращая жизненный цикл звезд в бесконечный цикл рождения, жизни и смерти.
Если звезда маленькая и имеет небольшую массу, она просто превратится в белого карлика и медленно исчезнет. Это относительно мирная смерть для звезды, и в конечном итоге она станет планетой белого карлика.
Рождение и смерть звезд
Однако, если звезда больше и имеет большую массу, она станет сверхновой. Это насильственная смерть звезды, когда она взорвется с такой силой, что затмит целые галактики. Взрыв приведет к выбросу тяжелых элементов, в том числе железа, углерода и азота, которые в конечном итоге сформируются в новые звезды и планеты.
Когда звезда исчерпала все свое ядерное топливо, она должна прийти к концу. Жизненный цикл звезды завершается с ее смертью, и то, как звезда умирает, зависит от ее массы.
Звезды с малой массой
Звезды с малой массой, также известные как красные карлики, умирают относительно мягко. Когда у звезды заканчивается топливо, она медленно остывает и сжимается, превращаясь в конечном итоге в белого карлика.
Звезды промежуточной массы
Звезды промежуточной массы, масса которых в 1-8 раз превышает массу Солнца, также в конечном итоге станут белыми карликами. Однако сначала они претерпят более взрывную смерть, известную как планетарная туманность. Внешние слои звезды будут выброшены в космос, образуя красивую туманность, а ядро превратится в белого карлика.
Звезды большой массы
Звезды с большой массой, в 8 раз превышающие массу Солнца, погибнут гораздо сильнее. Эти звезды закончат свою жизнь мощным взрывом сверхновой, выпустив огромное количество энергии и материи в окружающее пространство. Остатки сверхновой могут включать нейтронную звезду или черную дыру, в зависимости от массы звезды до ее взрыва.
Воздействие смерти звезды на ее окружение может быть огромным, влияя на эволюцию галактик и образование новых звезд. Элементы, образовавшиеся при смерти звезды, такие как углерод, кислород и железо, в конечном итоге станут строительными блоками для новых поколений звезд и планет.
Сверхновые и пульсары
После выгорания гелия в ядре звезды остается достаточно энергии для запуска новых РТС. В результате образуются углерод, кремний, магний и другие материалы, вплоть до железа. При этом, когда начинается новая реакция в ядре, предыдущая продолжается в оболочке. Считается, что все химические элементы во Вселенной так и появились — из недр умирающих массивных светил.
Железо не может быть топливом для РТС без притока энергии извне и накапливается в ядре. Его протоны вступают в реакции с электронами вырожденного газа, образуя нейтроны. Этот процесс происходит практически мгновенно. Все свободные электроны исчезают и, поскольку силам гравитационного сжатия больше нечему противодействовать, со звездой случается гравитационный коллапс.
Энергия столкновения внешней оболочки и нейтронного ядра так высока, что она с огромной силой отскакивает назад и разлетается во все стороны с высочайшей скоростью. Происходит буквально взрыв звезды и превращение ее в сверхновую. С Земли это выглядит как ослепительная вспышка.
Если звезда весила около 10—30 солнечных масс, то после разлета оболочки ее стабилизируют вырожденные нейтроны. В результате образуются быстро вращающиеся объекты диаметром около 15 км, излучающие электромагнитные импульсы с частотой собственного вращения. Они называются пульсарами. Но если масса светила превышала 30 солнечных, ничто не способно остановить ее коллапс. Она сжимается до чёрной дыры — области с настолько большой массой и гравитацией, что её не могут покинуть даже частицы света.
Завершение жизненного цикла
Рано или поздно жизнь любого звездного объекта подходит к концу. Как это происходит, тоже зависит от массы светила. Меньше всего живут массивные светила: в них хоть и содержатся огромные запасы водородного топлива, но, чтобы не впасть в гравитационный коллапс, им приходится очень интенсивно их расходовать. Срок жизни таких светил составляет «всего лишь» десятки миллионов лет.
Небольшие звездочки могут существовать и сотни миллиардов лет. Солнце в этой градации находится примерно посередине. Светила, масса которых не более чем в восемь раз превышает солнечную, сначала превращаются в красные гиганты. Когда запасы водорода истощаются, силы гравитационного сжатия становятся больше внутри звездного давления, и звезда начинает сжиматься и уплотняться. У этого процесса два следствия:
- в РТС вступает водород из самых нижних слоев ядра;
- увеличение ядерной температуры приводит к началу вторичной РТС, в которую вступает гелий, преобразовываясь в углерод.
При этом энергия выделяется настолько интенсивно, что звезду как бы раздувает изнутри. Солнце, когда достигнет этой стадии, в диаметре превысит орбиту Венеры. Тем не менее, количество совокупной энергии не увеличивается. Поскольку поверхность излучения становится намного больше, происходит остывание светила до красной части видимого спектра. Таким образом, оно становится красным гигантом.
https://youtube.com/watch?v=Cms86zkUazk
Последняя стадия развития объектов, подобных Солнцу — белые карлики. Она наступает, когда ядро остывает до температуры, при которой невозможна дальнейшая РТС, а силам сжатия начинают сопротивляться свободные электроны, не участвующие в реакции (вырожденный электронный газ). Это приводит к стабилизации звезды в виде белого карлика, излучающего в пространство остаточное тепло до полного остывания.
Солнцу повезло?
Итак, 4 с половиной миллиарда лет назад, когда Солнце только стало полноценной звездой, оно состояло из того же материала, что и вся Вселенная — трех четвертей водорода, одной четверти гелия, и пятидесятой части примесей металлов. Благодаря особой конфигурации этих добавок, энергия Солнца стала подходящей для наличия жизни в его системе.
Под металлами не подразумевается только никель, железо или золото — астрономы называют металлами все, что отличается от водорода и гелия. Туманность, из которой по теории сформировалось Солнце, была сильно металлизирована — она состояла из остатков сверхновых звезд, которые стали источником тяжелых элементов во Вселенной. Звезды, чьи условия зарождения были схожи с Солнечными, называются звездами населения I. Такие светила составляют большую часть нашей галактики.
Карта продуктов звездных ядерных реакций. Смотреть в полном размере.
Мы уже знаем, что благодаря 2% металлов в содержании Солнца оно горит медленнее — это обеспечивает не только долгую «жизнь» звезде, но и равномерную подачу энергии — важные для зарождения жизни на Земле критерии. Кроме того, раннее начало термоядерной реакции поспособствовало тому, что не все тяжелые вещества были поглощены младенцем-Солнцем — в итоге сумели зародиться и полностью сформироваться существующие нынче планеты.
К слову, Солнце могло гореть немногим тусклее — пусть и маленькую, но все же значимую часть металлов забрали у Солнца газовые гиганты. В первую очередь стоит выделить Юпитер, немало изменивший в Солнечной системе. Влияние планет на состав звезд было доказано в процессе наблюдений за тройной звездной системой 16 Лебедя. Там есть две звезды, похожие на Солнце, и возле одной из них нашли газовый гигант, масса которого минимум в 1,6 раза больше Юпитера. Металлизация этой звезды оказалась существенно ниже ее соседки.
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Звезды с наименьшей массой находятся в правом нижнем углу, а звезды с наибольшей массой — в левом верхнем углу. В ходе эволюции любая звезда путешествует по диаграмме Герцшпрунга — Рассела, которая позволяет отслеживать ее изменения на разных этапах жизненного цикла. Астрономы нанесли на диаграмму Герцшпрунга — Рассела столько звезд, что массу конкретной звезды можно определить, просто нанеся светимость и температуру.
Вы также можете использовать диаграмму Герцшпрунга — Рассела, чтобы проследить жизненный путь одной звезды, и посмотреть фазы, через которые она проходит.
<img decoding=»async» loading=»lazy» width=»1024″ height=»576″ src=»/s/img/wp-content/uploads/2022/08/hr-diagram-stellar-evolution.jpg.webp» alt=»Откуда мы знаем возраст звезд? 4″ class=»wp-image-16430″ srcset=»/s/img/wp-content/uploads/2022/08/hr-diagram-stellar-evolution.jpg.webp 1024w, /s/img/wp-content/uploads/2022/08/hr-diagram-stellar-evolution-300×169.jpg.webp 300w, /s/img/wp-content/uploads/2022/08/hr-diagram-stellar-evolution-768×432.jpg.webp 768w, /s/img/wp-content/uploads/2022/08/hr-diagram-stellar-evolution-320×180.jpg.webp 320w, /s/img/wp-content/uploads/2022/08/hr-diagram-stellar-evolution-640×360.jpg.webp 640w, /s/img/wp-content/uploads/2022/08/hr-diagram-stellar-evolution-360×203.jpg.webp 360w, /s/img/wp-content/uploads/2022/08/hr-diagram-stellar-evolution-720×405.jpg.webp 720w, /s/img/wp-content/uploads/2022/08/hr-diagram-stellar-evolution-800×450.jpg.webp 800w» sizes=»(max-width: 1024px) 100vw, 1024px» title=»Откуда мы знаем возраст звезд? 4″>
milky-way.kiwi
Эпизод I. Протозвезды
Жизненный путь звезд, как и всех объектов макромира и микрокосма, начинается с рождения. Это событие берет свое начало в формировании невероятно огромного облака, внутри которого появляются первые молекулы, поэтому образование называется молекулярным. Иногда употребляется еще и другой термин, непосредственно раскрывающий суть процесса, – колыбель звезд.
Только когда в таком облаке, в силу непреодолимых обстоятельств, происходит чрезвычайно быстрое сжатие составляющих его частиц, имеющих массу, т. е. гравитационный коллапс, начинает формироваться будущая звезда. Причиной этому является выплеск энергии гравитации, часть которой сжимает молекулы газа и разогревает материнское облако. Затем прозрачность образования постепенно начинает пропадать, что способствует еще большему нагреванию и возрастанию давления в его центре. Заключительным эпизодом в протозвездной фазе является аккреция падающего на ядро вещества, в ходе чего происходит рост зарождающегося светила, и оно становится видимым, после того, как давление испускаемого света буквально сметает всю пыль на окраины.
Найди протозвезды в туманности Ориона!
Эта огромная панорама туманности Ориона получена из снимков . Данная туманность одна из самых больших и близких к нам колыбелей звезд. Попробуйте найти в этой туманности протозвезды, благо разрешение этой панорамы позволяет это сделать.
Созвездия — участки звездного неба
Чтобы как-то ориентироваться на звездном небе, люди еще в глубокой древности разделили его на отдельные созвездия. У разных народов созвездия отличались — не только по названиям, но и по форме. Дело в том, что это разделение неба очень условно: на самом деле, звезды, объединенные в созвездия, никак друг с другом не связаны — какие-то находятся ближе к нам, какие-то очень далеко. Созвездия в привычном для нас виде можно наблюдать только с Земли. Если мы посмотрим на небо с любой другой планеты, картина будет совсем другой.
Созвездие Ориона на старинной звездной карте
В наше время, чтобы не возникало путаницы, астрономы утвердили общую для всех стран карту созвездий. Каждая из видимых с Земли звезд входит в одно из 88 созвездий. Границы созвездий четко расчерчены, поэтому разногласий по поводу того, к какому созвездию отнести ту или иную звезду, не возникает. Самое крупное созвездие — это Гидра, самое маленькое — Южный Крест.
Со времен Древней Греции астрономы стали называть звезды в созвездии буквами греческого алфавита. Самой яркой звезде в созвездии присваивалось имя альфа (первая буква алфавита), второй по яркости — бета, и т. д. Но в наше время эти названия не всегда соответствуют уровню яркости. Во-первых, границы созвездий в некоторых случаях изменились, и звезда, которая была в одном созвездии, оказалась в другом. Во-вторых, раньше наблюдения велись невооруженным глазом или с помощью примитивных приборов, и поэтому яркость определялась не очень точно.
В том сочетании звезд, которое мы сейчас называем Большой Медведицей, древние китайцы видели Царскую колесницу, египтяне — Гиппопотама, римляне — Семь волов, галлы — Кабана, а арабы — Гроб с плакальщиками
- Яркость звезд и световой год
- Звездные карты: как найти объект на небе
- Красные гиганты, белые карлики, пульсары
Поделиться ссылкой
Как определяется средний возраст звезды и его влияние на Вселенную
Ученые не могут с точностью определить возраст звезды. При этом существует несколько приблизительных методов. Например, определить средний возраст небесного тела можно с помощью измерения его металличности. Чем выше значение, тем моложе космическое тело.
Объекты типа Солнца, которые обладают примерно одинаковыми показателями массы и химическим составом, с возрастом становятся горячее. Это значит, что то светило, которое имеет более высокую температуру, будет старше.
Еще один метод — измерение возраста целого звездного скопления, поскольку в пределах одного облака все тела формируются практически в один период. Таким образом удается вычислить средние показатели.
Также вычислить средний возраст звезды можно по скорости ее вращения. Чем старше небесное светило, тем медленнее оно движется.
Главная последовательность
Как только в ядре звезды достигаются «волшебные» 15 миллионов градусов, начинается ядерный синтез. Грубо говоря, водород в ядре медленно сжимается и образует гелий. Эта фаза называется «главной последовательностью», и она является самой длинной фазой жизни любой звезды. И именно тогда, когда звезда завершает фазу главной последовательности, мы узнаем ее возраст.
После того как водород в ядре звезды иссякает, она становится нестабильной и невероятно сильно расширяется, вступая в фазу красного гиганта. Если звезда обладает достаточной массой, то гравитация раздавит ядро, разогрев его до 80 миллионов градусов, что приведет к «превращению» гелия в углерод.
Фаза горения гелия называется горизонтальной ветвью. Для таких звезд, как наше Солнце, на этом веселье заканчивается, поскольку у них недостаточно массы для синтеза углерода, поэтому, как только в ядре заканчивается гелий, ядерный синтез прекращается, и внешние слои солнцеподобной звезды выбрасываются, обнажая звездный остаток, называемый белым карликом. По сути, это ядро звезды, которое медленно остывает. Для нашего Солнца весь этот процесс — от момента зарождения и до белого карлика — занимает около 10 миллиардов лет. Для более массивных звезд этот процесс может занять «всего» несколько десятков миллионов лет.
Звездные параметры
Молодые звезды имеют практически одинаковый состав веществ. Это 73% водорода, 25% гелия и 2% металлических веществ (в астрономии к ним относят все, что не является водородом и гелием). Именно эти два процента и масса объекта имеют огромное значение и делают звезды такими разными. Они влияют на протекание РТС в ядре и металличность звезд. От этого зависят и все другие параметры. К ним относятся:
- Масса и радиус — вычисляются астрономическими методами, как и расстояние до звезды.
- Светимость — обозначается в цифрах по отношению к солнечной.
- Цвет зависит от типа и диапазона испускаемых волн.
- Спектральные классы, по которым можно узнать о химическом составе и температуре поверхности.
На возможность появления планет у светила или в звездной системе влияет металличность звезды. В науке используется также понятие абсолютной звездной величины, которая характеризует интенсивность потока звездного излучения. Поскольку расстояния до светил отличаются миллионами световых лет, то очень далекая звезда высокого класса может быть почти невидимая с Земли, а близкая, но слабая ярко сиять на небе. Поэтому при наблюдениях используется и такое понятие, как видимая звездная величина.
Какие бывают созвездия?
Постоянство скорости света
Как правило, предполагается, что скорость света постоянна во времени. При сегодняшней скорости света (в вакууме) понадобится около года, чтобы покрыть расстояние в 6 трлн км. Но всегда ли это было так? Если мы ошибочно предположим, что скорость света всегда была такой, как и сейчас, то мы также получим неправильную оценку возраста.
Некоторые люди предполагают, что скорость света в прошлом была намного больше. Если это так, то свет мог пройти через Вселенную лишь за долю того времени, которое нужно сегодня. Некоторые ученые считают, что это — ответ на проблему дальнего звездного света в молодой Вселенной.
Однако скорость света не является «произвольным» параметром. Иными словами, изменение скорости света приведет к изменению других вещей, таких как отношение энергии к массе в системе. Некоторые утверждают, что скорость света никогда сильно не отличалась от сегодняшней, потому что она связана с другими константами. Другими словами, жизнь не могла бы существовать, если бы свет двигался с другой скоростью.
Это разумное возражение. То, как связаны универсальные константы между собой, понятно лишь частично. Следовательно, влияние изменения скорости света на Вселенную и жизнь на Земле не является полностью известным. Некоторые группы ученых активно исследуют вопросы, связанные со скоростью света.
Другие ученые-специалисты утверждают, что предположение о постоянстве скорости света, вероятнее всего, является разумным, а решение вопроса дальнего звездного света нужно искать в другом месте.
Эволюция звезд с малой массой
Пройдя стационарный период, который соответствует фазе главной последовательности, звезда начинает терять свою стабильность, и дальнейшая судьба у нее может быть различной.
Рассмотрим случай звезды маленькой массы, то есть имеющей массу в 4—5 раз меньше солнечной. Ее особенность такова: в самых глубоких слоях отсутствует конвекция, то есть материя, из которой она состоит, не столь активна, как это, напротив, имеет место у звезд большой массы.
Это означает, что, когда водород в ядре начинает иссякать, реакция не перемещается к более верхним слоям, а продолжает происходить вокруг ядра, где водород очень медленно превращается в гелий.
Однако ядро гелия раскаляется, верхние слои звезды упорядочиваются, перестраивая свою структуру, а светило на диаграмме Герцшпрунга — Рессела медленно покидает главную последовательность. Плотность материи в центре звезды увеличивается, а вещество в ядре вырождается, то есть приобретает особую консистенцию, отличную от консистенции обычного вещества.
Планетарная туманность М27 Гантель: яркий «пузырь» – сброшенная оболочка звезды
Звезда на диаграмме Герцшпрунга — Рессела смещается вправо, а затем вверх, двигаясь в область красных гигантов. Ее размеры значительно увеличиваются, а температура внешних слоев уменьшается благодаря эффекту расширения.
А вот температура ядра снижается, поэтому ядерная реакция уже не может идти из-за того, что температура недостаточна для синтеза гелия. Подобный синтез сопровождается так называемой вспышкой гелия. Звезда на диаграмме продолжает перемещаться вправо, в то место, где на оси абсцисс диаграммы находятся шаровые скопления.
В углеродном ядре температура растет до момента, когда, если звезда обладает достаточной массой, углерод начинает гореть, а затем взрывается. Происходит это или нет, во время последней стадии материя поверхности звезды теряет массу. Эта потеря может происходить на разных фазах или единовременно, когда верхние слои звезды стремятся наружу, образовывая большой шар.
В последнем случае образуется планетарная туманность, то есть сферическая оболочка материи, распространяющаяся в космос Ядро звезды, если при последующих сжатиях и расширениях оно испускает количество материи, превышающее 1,4 солнечной массы, становится белым карликом, из чего можно сделать вывод о ее медленном угасании.
Считается, что, поскольку охлаждение идет очень медленно, с рождения Вселенной ни один белый карлик еще не дошел до термической смерти.
Конечная стадия эволюции звезд, масса которых равна или меньше солнечной – звезда типа белый карлик.
Молодые звёзды[]
Гирохронология
Звезды, такие как наше Солнце, обладают уникальными свойствами, которые сохраняются в течение миллиардов лет. Именно эти свойства могут быть использованы астрономами для оценки возраста светил. Например, звезды со временем незаметно меняют свою яркость и цвет. С помощью точных измерений астрономы могут сравнить эти характеристики с математическими моделями, описывающими эволюцию светил, и определить их возраст. Гирохронология — это метод, основанный на наблюдениях за замедлением вращения звезд со временем.
Магнитная активность светил также является показателем их возраста. Вращение звезды вызывает магнитное поле и звездные вспышки, из наблюдений которых можно сделать выводы о старости светила. Наблюдения этих процессов позволяют установить его примерный возраст.
Проблема горизонта
В модели большого взрыва Вселенная начинается в бесконечно малом пространстве, называемом сингулярностью, которое затем быстро расширяется. Согласно модели большого взрыва, когда Вселенная была еще очень мала, в разных местах были разные температуры. Предположим, что точка А горячая, а точка В — холодная. Сегодня Вселенная расширилась, и точки A и B теперь находятся далеко друг от друга (рис. 1).Рисунок 1. Точки А та В имеют разню температуру, поэтому после расширения они должны были оказаться в разных местах.
Однако Вселенная имеет чрезвычайно равномерную температуру на большом расстоянии — далеко за пределами самых известных галактик. Иначе говоря, сегодня точки A и B имеют почти тождественную температуру.
Мы знаем это, потому что видим электромагнитное излучение, поступающее по всем направлениям пространства в виде микроволн. Оно называется реликтовое излучение (космическим микроволновым фоном — КМФ). Частоты излучения имеют характерную температуру 2,7 К (-270°C) и являются чрезвычайно однородными во всех направлениях. Температура отклоняется только на одну часть в 105.
Проблема заключается в следующем: каким образом точки A и B имеют одинаковую температуру? Это возможно только благодаря обмену энергией. Такое происходит во многих системах: например, рассмотрим кубик льда, помещенный в кофе.
Лед нагревается, а кофе охлаждается, обмениваясь энергией. Аналогично точка А может передать энергию точке B в виде электромагнитного излучения (света) — самый быстрый способ передачи энергии, поскольку ничто не может двигаться быстрее, чем свет.
Но пользуясь предположениями сторонников теории большого взрыва, включая униформизм и натурализм, 14 млрд лет не достаточно для передачи света от А до В — эти точки слишком далеко друг от друга. Это проблема, связанная с перемещением, и она весьма серьезная. В конце концов, сегодня А и В имеют почти одинаковую температуру, следовательно они должны были обмениваться светом несколько раз.
Сторонники большого взрыва предложили ряд предположений, с помощью которых они пытаются решить проблему путешествия света во времени.
Одно из самых популярных называется «инфляцией». В моделях инфляции Вселенная прошла через два расширения: нормальный и быстрый уровень инфляции.
Вселенная началась с нормальной скорости, которая на самом деле уже была довольно быстрая, но медленная по сравнению со следующей фазой. Затем на короткое время Вселенная входит в фазу инфляции, где она расширяется гораздо быстрее. Позже все возвращается к нормальной скорости. И все это происходит на раннем этапе, задолго до образования звезд и галактик.
Модель инфляции позволяет точкам А и В обмениваться энергией (в течение первого нормального этапа расширения), а затем быстро переносит их на огромные расстояния, на которых они находятся сегодня. Но модель инфляции — не что иное, как басня о том, что вообще не имеет подтверждений.
Это лишь спекуляция. Ее цель — подогнать теорию большого взрыва под противоречивые наблюдения. Кроме того, инфляция добавляет дополнительную порцию проблем и трудностей. Например, какая была причина возникновения инфляции и почему она вдруг остановилась.
Все больше мировых астрофизиков отвергает инфляцию по той или иной причине. Понятно, что проблема горизонта остается серьезной проблемой теории.
Критик может заявить, что большой взрыв — лучшее объяснение происхождения, чем Библия, поскольку библейское сотворение имеет проблему света от далеких звезд. Но такой аргумент не является рациональным, поскольку большой взрыв имеет собственную проблему движения света.
Если обе модели имеют один и тот же недостаток, то это доказательство нельзя использовать для поддержки одной из них. Именно поэтому свет дальних звезд не может быть использован для опровержения Библии в пользу большого взрыва.
Нерешенные вопросы
Обобщая, определение возраста планет и звезд — сложная задача, и ученые используют различные методы, такие как гирохронология, изучение магнитной активности, астероидология и радионуклиды, чтобы приблизительно оценить время их существования.
Каждый из этих методов имеет свои преимущества и ограничения, и они помогают астрономам лучше понять эволюцию и историю объектов во Вселенной. Однако за пределами Солнечной системы определение возраста остается трудной задачей, поскольку доступные данные ограничены фотографиями и удаленными наблюдениями.
Ранее мы сообщали о том, как астрономы взвесили Вселенную.
Только самые интересные новости и факты в нашем Telegram-канале!
Присоединяйтесь: https://t.me/ustmagazine
Необычные звезды
Кварковые небесные тела это объект, в который может превратиться сверхплотная нейтронная звезда, если избавится от сильного давления собственного ядра.
В таком случае нейтроны распадаются на составляющие. Кварковая материя может одновременно находиться в состоянии гравитационного, ядерного и электромагнитного взаимодействия.
- Звездные каннибалы. Это сверхгигант радиусом несколько астрономических единиц с пугающей светимостью. Ядром этого монстра является нейтронная звезда. Этот объект образуется при столкновении или слиянии гиганта и нейтронной звезды.
- Квазизвезды. Они очень древние. Они сформировались при взрыве ядра протозвезды. Но вместо провала в черную дыру образовалась квазизвезда с ядром из черной дыры. Светимость такой звезды как у небольшой галактики, а продолжительность жизни около 1 млн. лет.
В будущем, по предположению ученых и разных теорий о звездах, появятся замороженные небесные светила, состоящие из тяжелых элементов.
Они будут поддерживать ядерный синтез при 0 и дышать облаками ледяных капель и постепенно вытеснят привычные светила.
Белые Карлики
Цикл красных гигантов заканчивается в тот момент, когда их масса становится огромной. Они как бы проваливаются внутрь себя. Благодаря новому сверхвзрыву, Вселенная получает остальные элементы таблицы Менделеева.
В зависимости от того, какая была звезда по размеру изначально, ее химический состав может быть разный. Если это был красный сверхгигант, то уже образовались тяжелые металлы, такие как углерод, неон, магний.
Взорвавшийся красный гигант сбрасывает внешний охладившийся слой, и в центре него образуется новое планетарное облако, из которого зарождается новая звезда. Красный гигант в свою очередь превращается в белого карлика.
Эволюция белых карликов сводится к их остыванию за счет нейтринного излучения, что происходит очень долго. В них зарегистрировано рентгеновское излучение, источником которого является фотосфера.
По своей структуре это компактные звезды, но их радиус и светимость в 100 раз меньше Солнечного. Плотность вещества у них очень высокая. В Белом Карлике уже не идут термоядерные реакции.
Его свечение происходит от теплового излучения и за счет иррадирования нейтрино. Затем карлик эволюционирует в нейтронную, радиус которой 10-20 км.
Красные сверхгиганты
Во вселенной существуют разные типы звезд. Основа любой звездочки это облака из межзвездного газа и пыли.
Сначала было несколько элементов. Сейчас эти облака насыщены всем подряд вплоть до тяжелых металлов.
После конденсации пыли происходит их возгорание, выделение водорода в виде термоядерного синтеза. На этом цикл жизни желтых карликов, таких как Солнце, ограничивается.
Солнце вырабатывает энергию и производит тепло и свет. Но в атмосфере есть и другие элементы, а значит процесс продолжается.
Звезда переходит в следующий цикл — это красные карлики. Происходит тройная альфа реакция, при которой во Вселенную начинается выброс углерода и кислорода. Тот же процесс происходит и у красных сверхгигантов. И эта стадия не является терминальной стадией синтеза в звездах.
Красный гигант имеет колоссальную массу. Когда она начинает давить на углерод и кислород, к ним присоединяется гелий и начинается процесс образования более тяжелых элементов, таких как железо, кобальт и никель.