З чого складаються зірки

Незважаючи на різницю в розмірах, на початку свого розвитку всі ці зірки мали схожий склад.

Те, з чого складаються зірки, повністю визначає їх характер і долю - починаючи від кольору і яскравості, закінчуючи терміном життя. Більш того, на складі зірки зав'язаний весь процес її утворення, так само як і формування її планетної системи - і нашої Сонячної системи в тому числі.

загальний стандарт

Будь-яка зірка на початку свого життєвого шляху - будь то монструозні гіганти на кшталт UY Щита або жовті карлики як наше сонце - складається приблизно з однаковою пропорції одних і тих же речовин. Це 73% водню, 25% гелію і ще 2% атомів додаткових важких речовин. Майже таким же був склад Всесвіту після великого вибуху , За винятком 2% важких елементів. Вони утворилися після вибухів перших у Всесвіті зірок, чиї розміри перевищували розмах сучасних галактик.

Однак чому тоді зірки такі різні? Секрет криється в тих самих «додаткових» 2 відсотках зоряного складу. Це не єдиний фактор - очевидно, що досить велику роль відіграє маса зірки. Саме гравітаційне напруга визначає долю світила - згорить воно за пару сотень мільйонів років, подібно Канопуса , Або ж буде світити мільярдами років, як Сонце. Однак додаткові речовини в складі зірки можуть перебити всі інші умови.

Склад зірки SDSS J102915 +172927 ідентичний складу перших зірок, що виникли після Великого вибуху.

вглиб зірки

Але як така незначна частина складу зірки може серйозно змінити її функціонування? Для людини, в середньому складається на 70% з води, втрата 2% рідини не страшна - це всього лише відчувається як сильна спрага і не призводить до незворотних змін в організмі. Але Всесвіт дуже чуйна навіть до найменших змін - будь 50-я частина складу нашого Сонця хоч крапельку інший, життя в сонячній системі могла і не утворитися.

Як це працює? Для початку згадаємо одне з головних наслідків гравітаційних взаємодій, яка згадується повсюдно в астрономії - важке прагне до центру. Будь-яка планета служить наочною моделлю цього принципу: найважчі елементи, на кшталт заліза, розташовуються в ядрі, коли легші - зовні.

Те ж саме відбувається під час утворення зірки з розсіяного речовини. В умовному стандарті будови зірки гелій утворює ядро ​​світила, а з водню збирається навколишнє оболонка. Коли маса гелію перевалює за критичну точку, гравітаційні сили стискають ядро ​​з такою силою, що в прошарках між гелієм і воднем в ядрі починається термоядерна реакція .

Будова різних зірок

Саме тоді зірка і запалюється - ще зовсім молода, оповита водневими хмарами, які з часом вщухнуть на її поверхні. Світіння грає важливу роль в існуванні зірки - саме частинки , Які намагаються вирватися з ядра після термоядерної реакції, утримують світило від моментального стиснення в нейтронну зірку або чорну діру . Також має силу звичайна конвекція, переміщення речовини під впливом температури - іонізовані напруженням у ядра, атоми водню піднімаються в верхні шари зірки, перемішуючи тим самим матерію в ньому.

Так все ж, при чому тут 2% важких речовин в складі зірки? Справа в тому, що будь-який елемент, важчих за гелій - будь то вуглець, кисень або метали - неминуче опиниться в самому центрі ядра. Вони опускають планку маси, по досягненню якої запалюється термоядерна реакція - і чим важче речовини в центрі, тим швидше запалюється ядро. Однак при цьому воно буде випромінювати менше енергії - розміри епіцентру горіння водню будуть скромніші, ніж якби ядро ​​зірки складалося з чистого гелію.

Сонцю пощастило?

Отже, 4 з половиною мільярди років тому, коли Сонце тільки стало повноцінною зіркою, воно складалося з того ж матеріалу, що і вся Всесвіт - трьох чвертей водню, однієї чверті гелію, і п'ятдесятої частини домішок металів. Завдяки особливій конфігурації цих добавок, енергія Сонця стала придатною для наявності життя в його системі.

Під металами не мається на увазі тільки нікель, залізо або золото - астрономи називають металами все, що відрізняється від водню і гелію. Туманність, з якої по теорії сформувалося сонце , Була сильно металізована - вона складалася із залишків наднових зірок, які стали джерелом важких елементів у Всесвіті. Зірки, чиї умови зародження були схожі з Сонячними, називаються зірками населення I. Такі світила складають більшу частину нашої галактики .

Ми вже знаємо, що завдяки 2% металів у змісті Сонця воно горить повільніше - це забезпечує не тільки довгу «життя» зірці, а й рівномірну подачу енергії - важливі для зародження життя на землі критерії. Крім того, ранній початок термоядерної реакції посприяло тому, що не всі важкі речовини були поглинені немовлям-Сонцем - в підсумку зуміли зародитися і повністю сформуватися існуючі нині планети.

До слова, Сонце могло горіти трохи тьмяніше - нехай і маленьку, але все ж значну частину металів забрали у Сонця газові гіганти. В першу чергу варто виділити Юпітер , Чимало змінив в Сонячній системі. Вплив планет на склад зірок було доведено в процесі спостережень за потрійний зоряній системою 16 Лебедя . Там є дві зірки, схожі на Сонце, і біля однієї з них знайшли газовий гігант, маса якого мінімум в 1,6 рази більше Юпітера. Металізація цієї зірки виявилася істотно нижче її сусідки.

Старіння зірки і зміна складу

Життєвий цикл Сонця

Однак час не стоїть на місці - і термоядерні реакції всередині зірок поступово змінюють їх склад. Головною і найпростішою реакцією синтезу, який протікає в більшості зірок у Всесвіті, і в нашому Сонце в тому числі, є протон-протонний цикл. У ньому чотири атома водню зливаються воєдино, утворюючи в результаті один атом гелію і дуже великий вихід енергії - до 98% загальної енергії зірки. Такий процес називається ще «горінням» водню: в Сонце «згоряє» до 4 мільйонів тонн водню щомиті.

Як змінюється склад зірки в процесі її старіння ? Це ми можемо зрозуміти того, що ми вже дізналися про зірок в статті. Розглянемо на прикладі нашого Сонця: кількість гелію в ядрі буде збільшуватися; відповідно, буде рости обсяг ядра зірки. Через це збільшиться площа термоядерної реакції, а разом з нею - інтенсивність світіння і температура Сонця. Через 1 мільярд років (у віці 5,6 млрд років) енергія зірки виросте на 10%. У віці 8 мільярдів років (через 3 млрд років від сьогоднішнього дня) сонячне випромінювання складе 140% від сучасного - умови на Землі на той час зміняться настільки, що вона в точності буде нагадувати Венеру .

Матеріали по темі

Зростання інтенсивності протон-протонної реакції сильно відіб'ється на складі зірки - водень, мало порушене з моменту народження, стане згоряти куди швидше. Порушиться баланс між оболонкою Сонця і його ядром - воднева оболонка стане розширюватися, а гелиевое ядро, навпаки, звужуватися. У віці 11 мільярдів років сила випромінювання з ядра зірки стане слабшою стискає його гравітації - гріти ядро ​​тепер стане саме зростаюче стиснення.

Істотні зміни в складі зірки відбудуться ще через мільярд років, коли температура і стиснення ядра Сонця виросте настільки, що запуститься наступна стадія термоядерної реакції - «горіння» гелію. В результаті реакції, атомні ядра гелію спочатку збиваються разом, перетворюючись в нестабільну форму берилію, а потім в вуглець і кисень. Сила цієї реакції неймовірно велика - коли будуть запалюватися незаймані острівці гелію, Сонце буде спалахувати до 5200 разів яскравіше, ніж сьогодні!

Червоний гігант-Сонце із Землі в поданні художника.

Під час цих процесів ядро ​​Сонця буде продовжувати загострюватися, а оболонка розшириться до меж орбіти Землі і значно охолоне - бо чим більше площа випромінювання, тим більше енергії втрачає тіло. Постраждає і маса світила: потоки зоряного вітру будуть забирати залишки гелію, водню і новостворених вуглецю з киснем в далекий космос. Так наше Сонце перетвориться в червоного гіганта . Повністю завершиться розвиток світила тоді, коли оболонка зірки остаточно вичерпається, і залишиться тільки щільне, гаряче і маленьке ядро ​​- білий карлик . Воно повільно буде остигати мільярдами років.

Еволюція складу зірок, відмінних від Сонця

На етапі загоряння гелію термоядерні процеси в зірці розмірів Сонця закінчуються. Маси невеликих зірок недостатньо для загоряння новоутворених вуглецю і кисню - світило має бути мінімум в 5 разів масивніше Сонця, щоб вуглець почав ядерне перетворення.

ланцюжок трансформації великих зірок куди довше: вона доходить аж до самого заліза. Створюються і елементи важчі. У таких зірок вже немає шляху назад - вони вибухнуть наднової , Залишивши по собі чорну діру або нейтронну зірку. Остання взагалі не перебуває зі звичного для нас фізичного речовини - зірку наповнює сверхтекучая рідина, яка настільки щільна, що протони й електрони в ній злилися в незаряджені частинки, нейтрони. Сірникову коробку гіперконцентрірованного речовини зірки буде важити сотні мільйонів тонн.

Фінальна стадія еволюції масссівной зірки в розрізі

Хоча вуглець і кисень існують в зірці одночасно, під час реакцій синтезу вони створюють речовини, що розподіляються на принципово різних рівнях зірки. Так, вуглець породжує легкі речовини, на зразок неону, натрію або магнію. Кисень ж створює важкі неметали, на зразок сірки або фосфору, або нещільні метали, як ось алюміній. А разом з азотом вони беруть участь в CNO-циклі горіння водню - основному термоядерному процесі в великих зірках головною послідовності . Там вони каталізують ядерне «горіння» водню, роблячи його можливим при меншому гравітаційне стиснення.

Спектри випромінювання різних джерел світла

Цікавий факт - один грам водню, «згоряє» під час термоядерного синтезу, дає 98 тисяч кіловат-годин енергії. Для порівняння, один грам урану в ядерному реакторі дає 22 тисячі кВт / год, а звичайне спалювання водню - всього 4,4 ват-години.

Як дізналися про склад зірок?

Склад - це сама неочевидна характеристика зірок. Про нього людство дізналося в останню чергу. Походження зірок вгадав філософ Іммануїл Кант ще в XVIII столітті. Інші параметри, на зразок кольору або світності, можна оцінити без особливих інструментів - а ось матеріал, з якого складаються зірки, довгий час мучив уяву вчених.

Відкрити завісу таємниці вчені змогли тільки в середині XIX століття, після винаходу методики спектрального аналізу . Виявляється, кожне джерело світла має свій унікальний випромінюється спектр, який безпосередньо залежить від його складу - матеріали поглинають одні лінії спектра, і пропускають крізь себе інші. За допомогою спектрального аналізу, астрономи значно розширили горизонти людського пізнання.

comments powered by HyperComments

Сподобалася запис? Розкажи про неї друзям!

Переглядів запису: 8728