Эволюция звезд: рождение, стадии и заключительный этап, возникновение теории, классификация, учение и зависимость от массы, строение нейтронных
Эволюция звёзд
Рис. 82. Эволюция звезды малой массы
Рождение звёзд
Начальная стадия эволюции звёзд
На диаграмме Герцшпрунга — Рассела появившаяся звезда занимает точку в правом верхнем углу: у неё большая светимость и низкая температура. Основное излучение происходит в инфракрасном диапазоне. До нас доходит излучение холодной пылевой оболочки. В процессе эволюции положение звезды на диаграмме будет меняться. Единственным источником энергии на этом этапе служит гравитационное сжатие. Поэтому звезда достаточно быстро перемещается параллельно оси ординат.
Температура поверхности не меняется, а радиус и светимость уменьшаются. Температура в центре звезды повышается, достигая величины, при которой начинаются реакции с лёгкими элементами: литием, бериллием, бором, которые быстро выгорают, но успевают замедлить сжатие. Трек поворачивается параллельно оси ординат, температура на поверхности звезды повышается, светимость остаётся практически постоянной. Наконец, в центре звезды начинаются реакции образования гелия из водорода (горение водорода). Звезда выходит на главную последовательность.
Продолжительность начальной стадии определяется массой звезды. Для звёзд типа Солнца она около 1 млн лет, для звезды массой 10 M☉ примерно в 1000 раз меньше, а для звезды массой 0,1 M☉ в тысячи раз больше.
Молодые звёзды малой массы
В начале эволюции звезда малой массы имеет лучистое ядро и конвективную оболочку (рис. 82, I).
Стадия главной последовательности
На стадии главной последовательности звезда светит за счёт выделения энергии в ядерных реакциях превращения водорода в гелий. Запас водорода обеспечивает светимость звезды массой 1 M☉ примерно в течение 10 10 лет. Звезды большей массы расходуют водород быстрее: так, звезда массой в 10 M☉ израсходует водород менее чем за 10 7 лет (светимость пропорциональна четвертой степени массы).
Звёзды малой массы
По мере выгорания водорода центральные области звезды сильно сжимаются.
Звёзды большой массы
После выхода на главную последовательность эволюция звезды большой массы (>1,5 M☉) определяется условиями горения ядерного горючего в недрах звезды. На стадии главной последовательности это — горение водорода, но в отличие от звёзд малой массы в ядре доминируют реакции углеродно-азотного цикла. В этом цикле атомы C и N играют роль катализаторов. Скорость выделения энергии в реакциях такого цикла пропорциональна T 17 . Поэтому в ядре образуется конвективное ядро, окружённое зоной, в которой перенос энергии осуществляется излучением.
Светимость звёзд большой массы намного превышает светимость Солнца, и водород расходуется значительно быстрее. Связано это и с тем, что температура в центре таких звёзд тоже намного выше.
По мере уменьшения доли водорода в веществе конвективного ядра темп выделения энергии уменьшается. Но поскольку темп выделения определяется светимостью, ядро начинает сжиматься, и темп выделения энергии остаётся постоянным. Звезда же при этом расширяется и переходит в область красных гигантов.
Стадия зрелости звёзд
Звёзды малой массы
К моменту полного выгорания водорода в центре звезды малой масс образуется небольшое гелиевое ядро. В ядре плотность вещества и температура достигают значений 10 9 кг/м и 10 8 K соответственно. Горение водорода происходит на поверхности ядра. Поскольку температура в ядре повышается, темп выгорания водорода увеличивается, увеличивается светимость. Лучистая зона постепенно исчезает. А из-за увеличения скорости конвективных потоков внешние слои звезды раздуваются. Размеры и светимость её возрастают — звезда превращается в красный гигант (рис. 82, II).
Звёзды большой массы
Когда водород у звезды большой массы полностью исчерпывается, в ядре начинает идти тройная гелиевая реакция и одновременно реакция образования кислорода (3He=>C и C+He=>0). В то же время на поверхности гелиевого ядра начинает гореть водород. Появляется первый слоевой источник.
Запас гелия исчерпывается очень быстро, так как в описанных реакциях в каждом элементарном акте выделяется сравнительно немного энергии. Картина повторяется, и в звезде появляются уже два слоевых источника, а в ядре начинается реакция C+C=>Mg.
Эволюционный трек при этом оказывается очень сложным (рис. 84). На диаграмме Герцшпрунга—Ресселла звезда перемещается вдоль последовательности гигантов или (при очень большой массе в области сверхгигантов) периодически становится цефеидой.
Конечные стадии эволюции звёзд
Старые звёзды малой массы
У звезды малой массы, в конце концов, скорость конвективного потока на каком-то уровне достигает второй космической скорости, оболочка отрывается, и звезда превращается в белый карлик, окружённый планетарной туманностью.
Эволюционный трек звезды малой массы на диаграмме Герцшпрунга — Рассела показан на рисунке 83.
Гибель звёзд большой массы
В конце эволюции звезда большой массы имеет очень сложное строение. В каждом слое свой химический состав, в нескольких слоевых источниках протекают ядерные реакции, а в центре образуется железное ядро (рис. 85).
Ядерные реакции с железом не протекают, так как они требуют затраты (а не выделения) энергии. Поэтому железное ядро быстро сжимается, температура и плотность в нем увеличиваются, достигая фантастических величин — температуры 10 9 K и давления 10 9 кг/м 3 . Материал с сайта http://wikiwhat.ru
В этот момент начинаются два важнейших процесса, идущие в ядре одновременно и очень быстро (по-видимому, за минуты). Первый заключается в том, что при столкновениях ядер атомы железа распадаются на 14 атомов гелия, второй — в том, что электроны «вдавливаются» в протоны, образуя нейтроны. Оба процесса связаны с поглощением энергии, и температура в ядре (также и давление) мгновенно падает. Внешние слои звезды начинают падение к центру.
Падение внешних слоёв приводит к резкому повышению температуры в них. Начинают гореть водород, гелий, углерод. Это сопровождается мощным потоком нейтронов, который идёт из центрального ядра. В результате происходит мощнейший ядерный взрыв, сбрасывающий внешние слои звезды, уже содержащие все тяжёлые элементы, вплоть до калифорния. По современным воззрениям все атомы тяжёлых химических элементов (т. е. более тяжёлых, чем гелий) образовались во Вселенной именно во вспышках сверхновых. На месте взорвавшейся сверхновой остаётся в зависимости от массы взорвавшейся звезды либо нейтронная звезда, либо чёрная дыра.
План-конспект урока на тему: Эволюция звезд, её этапы и конечные стадии
Дата урока 16.05.2018г. № 22
Тема урока Эволюция звезд, её этапы и конечные стадии.
Тип урока Комбинированный урок
Цели урока: Образовательные : рассмотреть вопросы, связанные с жизнью звёзд различной массы и её отражение на диаграмме «спектр–светимость»; гравитационный коллапс и взрыв белого карлика в двойной системе из-за перетекания на него вещества звезды-компаньона; гравитационный коллапс ядра массивной звезды в конце её жизни. Оценка возраста звёздных скоплений.
Развивающие : Проследить связи астрономии с жизнью; актуализация изучения предмета, необходимость умения читать и понимать диаграммы; вырабатывать навыки работы с диаграммами; и делать оценку звездных скоплений, а также познакомить с различными методиками изучения звезд.
Воспитательные: Воспитывать культуру поведения при фронтальной, индивидуальной и групповой работе.
Планируемые результаты : Предметные: Знать зависимость продолжительности эволюции звезд от их массы, объяснять варианты конечных стадий жизни звезд, описать природу объектов на конечной стадии эволюции.
Метапредметные: познавательные: уметьоценивать время свечения звезды по известной массе запасов водорода; регулятивные: уметь соотносить характеристики звезд и пути дальнейшей эволюции; коммуникативные: выражать логически верные обоснованные высказывания, осуществлять взаимодействие в группе, паре.
Личностные: Уметь самостоятельно определять цели своего обучения, соотносить свои действия с планируемыми результатами, осуществлять контроль своей деятельности в процессе достижения результата;Развить пространственное, логическое мышление, творческий потенциал личности.Сформировать положительное отношение к учению, готовность и способность к саморазвитию и самообразованию.
Оборудование: УМК: Чаругин В.М. Астрономия. Учебник для общеобразовательных учреждений. ПК, интерактивная доска.
I.Организационный момент ( 1мин.)
II. Актуализация знаний(4 мин)
Проверка домашнего задания в виде фронтального опроса
1.”Диаграмма Герцшпрунга-Рессела (спектр-светимость) и её эволюционный смысл”(по параграфу 22)
2. Каковы основные отличительные особенности и строение звезд (выборочно вопросы параграфов 23-26)
– красные гиганты и сверхгиганты
III. Мотивация к учебной деятельности (1 мин)
Интересный факт: Звезды, которые имеют самую короткую продолжительность жизни, являются наиболее массивными. Они представляют собой высокую массу химических веществ и, как правило, сжигают свое топливо гораздо быстрее.
IV .Целеполагание и совместное планирование учебной деятельности (2 мин)
У всех ли звезд одинаковый жизненный путь и как мы его назовем? …Запишите тему сегодняшнего урока: «Эволюция звезд». На какие вопросы вы хотели бы получить ответ?
(Чем отличаются варианты эволюции различных звезд?От каких параметров это зависит. )
V . Изучение нового материала (15мин)
Эволюция – изменения, происходящие в течение жизни звезды, включая ее рождение в межзвездной среде, истощение годного к использованию ядерного топлива и конечную стадию угасания.
Звезды образуются в результате гравитационной неустойчивости в холодных и плотных молекулярных облаках. Рассмотрим эволюцию звезд на примере Солнца. Солнце имеет свой жизненный цикл. Оно образовалось в результате гравитационного сжатия плотного газопылевого облака . По мере сжатия температура и плотность облака возрастает, и оно испускает излучение в инфракрасном диапазоне спектра. Облако в этом состоянии называется протозвездой . Температура в недрах протозвезды постепенно возрастает, и когда она достигает нескольких миллионов кельвинов, начинается термоядерная реакция, в результате которой из водорода синтезируется гелий. Протозвезда превращается в обычную звезду главной последовательности . Как уже говорилось, Солнце относится к главной последовательности, а его возраст составляет примерно 4,5 миллиарда лет. После того, как водород на Солнце закончится, оно начнет раздуваться, превращаясь в красный гигант . Размеры Солнца возрастут в десятки раз, оно поглотит Меркурий и Венеру, и уничтожит жизнь на Земле. Это произойдет приблизительно через 5 миллиардов лет. Температура ядра станет настолько высока, что начнет происходить реакция превращения гелия в углерод. Раздувшаяся оболочка Солнца будет уже слишком слабо притягиваться ядром и постепенно рассеется, образовав так называемую планетарную туманность . После того, как оболочка окончательно рассеется, останется только ядро – белый карлик . Этот белый карлик будет очень медленно остывать, постепенно превращаясь в черный карлик .
Эволюция Солнца Эволюционный трек на диаграмме
Герцшпрунга-Рессела для звезды типа Солнца.
Следует заметить, что есть и другие варианты эволюции звезд, в зависимости от их массы. Итак, основные стадии эволюции звезд таковы: сначала образуется плотное газопылевое облако , которое под действием собственной гравитации коллапсирует в протозвезду . После начала термоядерной реакции в горячем ядре, протозвезда превращается в звезду главной последовательности . Когда в звезде заканчивается водород, она начинает раздуваться, превращаясь в красного гиганта или сверхгиганта . А вот после этого есть несколько вариантов развития событий . Один из них был только что рассмотрен – это превращение звезды в белый карлик , а затем и в черный карлик . Такой путь развития характерен для звезд, масса которых не превышает две солнечные массы. Ядра более массивных звезд могут колоссально сжаться под действием собственной гравитации, что приведет к превращению протонов в нейтроны . Этот объект будет называться нейтронной звездой .
Для сверхмассивных звезд возможен несколько иной вариант развития событий: ядро сверхгиганта начинает сжиматься, в результате чего, вновь увеличивается плотность и температура. Это приводит к новой последовательности термоядерных реакций, в процессе которых синтезируются все более тяжелые элементы. В конечном итоге, синтезируется железо 56 (Fe-56), обладающее самым большим дефектом масс, поэтому дальнейшее образование других веществ с выделением энергии уже невозможно. Когда железное ядро достигает определенных размеров, вновь происходит коллапс ядра . Буквально через несколько секунд после этого происходит взрыв сверхновой звезды . На сегодняшний день еще неизвестно, что именно приводит к взрыву, но этот взрыв выносит значительную часть накопленного материала вместе со струями нейтрино в межзвездное пространство. Выброшенное вещество может послужить материалом для образования новых звезд . От начальной звезды остается нейтронная звезда. Но если звезда обладала достаточно большой массой, то коллапс может продолжаться даже после образования нейтронной звезды. Тогда звезда становится черной дырой .
Согласно общей теории относительности, черные дыры могут искажать пространство и замедлять время в непосредственной близости от себя. На данный момент, многие вопросы о сверхновых, нейтронных звездах и черных дырах остаются открытыми. В нашей Галактике 1 сверхмассивная черная дыра Стрелец А и множество черных дыр звездной массы.
Фазы эволюции отражаются на диаграмме Герцшпрунга–Рассела.
Существует два предела разделяющие три основных (по нынешним представлениям) конечных пункта эволюции звёзд.Предел Чандрасекара- это верхний предел массы белого карлика, в качестве значения обычно берётся 1,4 солнечных массы., дальше уже идут нейтронные звёзды, а предел Оппенгеймера-Волкова- это верхний предел массы нейтронной звезды, дальше уже идут “чёрные дыры”.Современные оценки предела Оппенгеймера — Волкова лежат в пределах 2,5—3 солнечных масс.
Физкультминутка (учащимся предлагается встать со своих мест, и, вспомнив виды деформаций, показать с помощью своего тела все 5 видов деформаций: растяжение, сжатие, сдвиг, кручение, изгиб)
Проследите эволюционный путь звезды с начальной массой: а) 1.2 Мс; б) 2Мс; в) 12 Мс.
VII . Первичный контроль (11мин)
Самостоятельная работа «Эволюция звезд.». Взаимоконтроль.
Эволюция звезд: рождение, стадии и заключительный этап, возникновение теории, классификация, учение и зависимость от массы, строение нейтронных
Финальные стадии звездной эволюции. Возникновение нейтронных звезд
Автор работы награжден дипломом победителя III степени
С раннего детства меня притягивал вид звездного неба. Рассматривая звезды, я задавалась вопросом: «Что происходит со звездами, когда заканчивается их жизненный цикл? Превращаются ли они в черные дыры, в нейтронные звезды, а может просто – исчезают бесследно?». Эти вопросы были актуальны еще и в глубокой древности. Так, во многих древних мифологиях звезды считали душами людей. Думали, что при рождении на Земле человека, одновременно появляется и новая звездочка на небе. Она сопровождает человека на протяжении всей его жизни, «освещает его жизненный путь» и умирает вместе с ним. А в Древнем Египте полагали, что, когда люди разгадают природу звёзд, наступит конец света. Современные представления о звездах сильно изменились, но вопрос о конечной судьбе звезд не потерял своей актуальности. Ведь живя в этом мире, мы связаны с теми явлениями и процессами, которые происходят в космосе. Поэтому основная цель данной работы – разобраться в конечной стадии эволюции звезд, выяснить, что происходит в финале с каждой звездой, а также, в частности, с нашим Солнцем, узнать, какие звезды превращаются в нейтронные.
Для достижения этой цели поставила перед собой ряд задач:
1. Изучить специальную литературу по выбранной теме.
2. Углубить свои знания по теории нейтронных звезд, познакомиться с их видами.
3. Разобраться при каком условии звезда может стать нейтронной.
4. Рассмотреть другие возможные финалы звездной эволюции.
5. Вычислив шварцшильдовский радиус некоторых звезд, определить размеры, при которых звезда становится черной дырой.
Практическая значимость данной работы заключается в том, что изученный материал можно использовать в учебных целях на уроках физики и астрономии. Разобраться с поставленными задачами помогла изученная литература [1-6].
1. Строение и появление нейтронных звезд.
В 1937 году советский физик Лев Давидович Ландау создал модель образования нейтронной звезды из звезды большой массы. Согласно его теории у массивных звезд после исчерпания источников термоядерной энергии под действием колоссальных сил гравитации электроны атомов притягиваются к протонам ядра, в результате чего образуются нейтроны. Полученная совокупность нестабильных нейтронов имеет большую массу и сравнительно небольшой размер – десятки километров, а, также высокую плотность, достигающую 10 14 – 10 15 г/см 3 .
Теория известного физика неоднократно подтверждалась в дальнейшем. Сейчас уже хорошо известно, что нейтронные звезды являются результатом сжатия гигантов и сверхгигантов с массами, превышающими 10 масс Солнца. Появление звезды можно охарактеризовать так: на каком-то этапе масса ядра звезды превышает 1,4 солнечной массы. Это число, предел Чандрасекара, является верхним пределом массы, при котором звезда может существовать как белый карлик. Если масса звезды превышает это число, то она становится нейтронной звездой. В этот момент нарушается равновесие между гравитацией ядра, притягивающей внешнюю оболочку звезды, и давлением электронов, препятствующим сжатию. Звезда начинает сжиматься — коллапсировать. При этом происходит резкое уплотнение вещества в ядре, которое сопровождается увеличением температуры. Начинается захват электронов протонами и образование нейтронов (с выбросом нейтрино). Процесс продолжается до тех пор, пока ядро практически полностью будет состоять из нейтронов.
Образование нейтронной звезды сопровождается вспышкой сверхновой, в результате которой освобождается огромное количество энергии.
Состав нейтронных звёзд изучили только теоретически и с помощью математических расчетов. Но известно уже многое. Эти звёзды состоят, в основном, из плотно упакованных нейтронов. Толщина их атмосферы составляет несколько сантиметров, но именно в ней находится все её тепловое излучение. За атмосферой располагается плотная кора, состоящая из ионов и электронов. Центром нейтронной звезды является нейтронное ядро. Зарождаясь, нейтронная звезда имеет очень высокую температуру – около 10 11 K (приблизительно на 4 порядка выше температуры в центре Солнца), но она быстро падает благодаря нейтринному охлаждению. За пару минут температура снижается с 10 11 до 10 9 K, за сто лет — до 10 8 K. Результатом понижения температуры является резкое снижение нейтринной светимости, а это ведет к замедлению процесса охлаждения за счёт фотонного излучения поверхности. Температура поверхности нейтронных звёзд – около 10 5 —10 6 K. Невзирая на свой небольшой диаметр – примерно 20 км, нейтронные звезды имеют массу в 1,5 раза больше массы Солнца. Следовательно, они являются невероятно плотными. Сила тяжести нейтронной звезды настолько огромна, что человек весил бы там почти около миллиона тонн. Согласно расчётам, нейтронные звёзды обладают очень большим магнитным полем, которое может достигать 1млн. гаусс. Для сравнения – на Земле оно составляет 1 гаусс.
Наружный слой является магнитосферой, состоящей из разрежённой электронной и ядерной плазмы, пронизанной мощным магнитным полем звезды. Там зарождаются радиосигналы, являющиеся отличительной чертой пульсаров. Сверхбыстрые заряженные частицы, которые двигаются по спиралям вдоль магнитных силовых линий, дают начало разного рода излучениям. Может возникать излучение в радиодиапазоне электромагнитного спектра, а, также, излучение на высоких частотах. [2, 4]
2. Виды нейтронных звезд.
Нейтронные звезды характеризуют два важных параметра – величина магнитного поля и период вращения. Со временем звезда расходует свою вращательную энергию, и её период вращения увеличивается. Магнитное поле становится очень слабым. По этой причине нейтронная звезда за время своей жизни может менять свой тип. Существует несколько типов нейтронных звёзд: эжектор, пропеллер, аккретор и георотатор.
Эжектор (радиопульсар) имеет сильные магнитные поля и маленький период вращения. Его магнитное поле вращается с той же угловой скоростью, что и нейтронная звезда. На определённом радиусе линейная скорость вращения поля близка к скорости света. Этот радиус называют радиусом светового цилиндра. За этим радиусом обычное дипольное поле существовать не может, поэтому линии напряжённости поля в этом месте обрываются. Заряженные частицы, которые двигаются вдоль линий магнитного поля, через такие обрывы могут покидать нейтронную звезду и улетать на бесконечность. Нейтронная звезда данного типа эжектирует (извергает, выталкивает) релятивистские заряженные частицы, которые излучают в радиодиапазоне. Для наблюдателя эжекторы выглядят как радиопульсары.
У пропеллеров скорость вращения уже недостаточна для эжекции частиц, поэтому такая звезда не может быть радиопульсаром. Но она всё ещё велика, и, материя, окружающая нейтронную звезду, захваченная магнитным полем, не может упасть, поэтому не происходит приращения массы за счет гравитационного притяжения. Такие нейтронные звёзды очень сложно наблюдать, поэтому они мало изучены.
Скорость вращения аккретора (рентгеновский пульсар) снижается до таких значений, что веществу ничего не мешает падать на такую нейтронную звезду. Плазма, падая, движется по линиям магнитного поля и ударяется о твёрдую поверхность в районе полюсов нейтронной звезды, разогреваясь до десятков миллионов градусов. Вещество, нагретое до столь высоких температур, светится в рентгеновском диапазоне. Область, в которой происходит столкновение падающего вещества с поверхностью звезды, невелика – приблизительно 100 метров. Это горячее пятно в результате вращения звезды периодически пропадает из поля видимости. Именно по этой причине кажется, что нейтронная звезда пульсирует. Такие объекты называются рентгеновскими пульсарами.
Четвёртый тип – это георотатор. Его отличает самая маленькая скорость вращения, что способствует гравитациоют – увеличение массы. Такой процесс называется аккрецией. Размеры магнитосферы таковы, что плазма останавливается магнитным полем раньше, чем она будет захвачена гравитацией. Подобный механизм срабатывает в магнитосфере Земли, из-за чего данный тип и получил своё название. [1, 3]
3. Финальная стадия эволюции звезд малой массы.
Массивность звезд является необходимым условием для слипания электронов и протонов. Если масса звезды меньше предела Чандрасе́кара, то ее гравитации будет недостаточно для образования нейтронной звезды. Такая звезда либо будет постепенно испаряться (если масса ядра не превышает половины массы Солнца), либо становится белым карликом. Это звезда, заканчивающая свой цикл эволюции. После того как в стареющей звезде выгорит весь водород, её ядро сжимается и разогревается. Под действием высоких температур расширяются внешние слои. Звезда становится красным гигантом. Внешняя оболочка разрежена, а, значит, имеет очень слабую связь с ядром. В результате происходит ее рассеивание в пространстве. На месте бывшего красного гиганта остаётся очень горячая и компактная звезда, состоящая из гелия. Это и есть белый карлик. Звезда лишена собственного источника термоядерной энергии, поэтому ее отличает едва заметный, тусклый свет, который излучается до полного ее остывания.
4. Образование черных дыр из массивных звезд
Возможен и еще один вариант конечной стадии звезды. Если ее масса будет так велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного сжатия, то такая звезда закончит свой жизненный цикл образованием черной дыры. При сжатии их гравитационное поле всё сильнее уплотняется. В результате звезда сжимается до такой степени, что свет уже не может преодолеть ее притяжения. Радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в дальнейшем в черную дыру, называется гравитационным радиусом или радиусом Шварцшильда. Для массивных звезд он составляет несколько десятков километров. Для Солнца – примерно 3 км. Вычисляется по формуле:
Здесь M – масса звезды, rg – радиус Шварцшильда, G – гравитационная постоянная.
Существует такое понятие, как предел Оппенгеймера-Волкова. верхний предел массы нейтронной звезды, при которой она ещё не коллапсирует в чёрную дыру. Если масса нейтронной звезды меньше этого значения, давление вырожденного нейтронного газа может компенсировать силы гравитации. Одновременно предел Оппенгеймера — Волкова является нижним пределом массы чёрных дыр, образующихся в ходе эволюции звёзд. Современные оценки предела Оппенгеймера — Волкова составляют 1,6—3 масс Солнца. [5]
5. Образование черных дыр из нейтронных звезд. Вычисление гравитационных радиусов звезд.
Черные дыры образуются в результате вспышки сверхновой массивных звезд, Но, существует гипотеза образования черных дыр и из нейтронных звезд. Необходимо, чтобы нейтронная звезда входила в двойную звездную систему. В этом случае она сможет увеличить свою массу за счет компаньона. Как только ее масса станет достаточной, опять произойдет коллапс, в результате которого образуется черная дыра.
В качестве примера можно привести пульсар PSR B1957+20 «Чёрная вдова». Этот пульсар имеет спутник – коричневый карлик. Под воздействием пульсара масса спутника уменьшается. Наблюдая за спектром карлика, учёные из университета Торонто (U of T) и Калифорнийского технологического института (Caltech), подсчитали увеличивающую массу пульсара. Весит «Чёрная вдова», скорее всего, как 2,4 массы Солнца. [6]
Вычислим радиус Шварцшильда для этого объекта:
При достижении PSR B1957+20 такого радиуса, его гравитационное поле становится столь сильным, что покинуть этот объект не может даже электромагнитное излучение. А, значит, пульсар станет черной дырой.
Применяя данную формулу, можно провести расчеты для других, массивных звезд, которые, возможно, станут черными дырами. Например, для звезды Вольфа-Райе R136a2 , радиус Шварцшильда равен
Эта звезда находится в Большом Магеллановом Облаке, обладает очень большой массой – в 195 раз превышает массу Солнца, поэтому, в далеком будущем, она, вероятно, станет черной дырой.
Исходя из выше изложенного, можно сделать следующие выводы о финальной стадии различных звезд:
– если масса ядра звезды так мала, что не превышает половины массы Солнца, то после прекращения термоядерных реакций, они просто постепенно остывают, слабо излучая в инфракрасном диапазоне электромагнитного спектра. К таким звездам относятся, например, красные карлики.
– если масса ядра звезды не превышает предел Чандрасекара, то звезду ожидает другой достаточно спокойный конец. Сначала она расширяется, становясь красным гигантом, а, затем, сбрасывая внешние слои, превращается в белый карлик. Эта гелиевая звезда излучает тусклый свет много сотен миллионов лет, пока полностью не остынет. Так заканчивает свое существование большинство звезд. Наше Солнце в будущем – это тоже белый карлик.
– если масса ядра звезды превышает предел Чандрасекара — 1,44 солнечной массы, то в дальнейшем, в процессе сжатия, она становится нейтронной звездой. Эти звезды невелики, диаметр составляет всего несколько десятков километров, но очень плотные, поскольку их ядра состоят из нейтронов. С потерей энергии у таких звезд со временем увеличивается период вращения вокруг оси, но уменьшается магнитное поле. А, значит, за протяженность своей жизни, нейтронные звезды постепенно изменяют свой тип, поочередно проходя каждый: эжектор, пропеллер, аккретор и георотатор.
– если звезда имеет гигантскую массу, превышающую предел Оппенгеймера – Волкова, то после взрыва может остаться объект, масса которого превышает допустимый максимум для нейтронной звезды и гравитационное сжатие продолжится. Для любой сжимавшейся звезды можно вычислить радиус, достигнув которого, она становится черной дырой. Этот радиус называется радиусом Шварцшильда.
Важно отметить, что образовавшиеся нейтронные звезды не могут иметь очень большую массу. Как правило, она не превосходит трех масс Солнца. Но иногда наблюдаются случаи, когда не очень массивная нейтронная звезда увеличивает свою массу до такой, при которой вновь происходит ее сжатие и образование черной дыры. Это состояние называют “тихим” коллапсом. В данной работе рассматривается гипотеза превращения в черную дыру пульсара PSR B1957+20 «Чёрная вдова», увеличение массы которого происходит за счет компаньона – коричневого карлика. Здесь проведены расчеты радиуса Шварцшильда.
Отвечая на поставленные вопросы нельзя не сознавать, что ответы не могут быть однозначными. В научной среде существует множество гипотез о дальнейшей судьбе звезд, и лишь дальнейшие наблюдения за звездами и изучение научной литературы позволят до конца с ними разобраться. Считаю, что выбранная тема интересна и актуальна, ведь наша планета входит в солнечную систему, а, значит, от дальнейшей эволюции звезд многое зависит и на Земле.
Список использованных источников и литературы
Рождение и этапы эволюции звезд
Рождение звезд
Как известно, звезды образуются из межзвездных газовых облаков, находящихся в большинстве своем в галактическом диске. Тем не менее, детально этот процесс образования звезды осмыслен еще не до конца.
В частности, еще неясно, какие явления могут приводить к концентрации газа в облаке, после которой начинается образование новой звезды – в космосе, как известно, вакуум, соответственно “толкотни” между молекулами не наблюдается. Отчего в один прекрасный момент гигантские, растянутые на световые года облака “космической пыли” вдруг начинают уплотнятся и формировать звезды? Хороший вопрос!
Диаграмма Герцшпрунга — Рессела: Шкала эволюции звезд
Один из самых интересных ответов на этот вопрос, предложенных астрономами, предполагает взрыв сверхновой недалеко от облака пыли. Действительно, взрыв порождает ударные волны, которые сжимают, газ, что приводит к необходимой его концентрации в самой плотной области облака.
С увеличением концентрации температура в центре облака поднимается, и протозвезда становится источником инфракрасного излучения. Когда температура достаточно высока, водород начинает гореть. Процесс уплотнения заканчивается, а звезда на диаграмме Герцшпрунга — Рессела оказывается на главной последовательности.
С этого момента звезда на очень продолжительный период стабилизируется и проводит в этом состоянии около 90% своей жизни, в зависимости от массы.
Та, звезда солнечной массы остается на главной последовательности около 10 млрд. лет, а звезда на порядок большей массы — лишь 300 млн. лет.
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.
Эволюция звезд с большой массой
У звезд с массой, превышающей солнечную в 5 раз, фазы сжатия и расширения повторяются несколько раз, всегда приводя к образованию тяжелых химических элементов. Во время этих нестабильных фаз звезда претерпевает последовательные изменения видимой звездной величины. В этих случаях говорят о переменной звезде.
Цефеиды представляют собой классический пример звезд, проходящих такие стадии эволюции.
Звезда приобретает каплевидную концентрическую структуру, внутри происходят последние фазы ядерных реакций. В частности, более легкие элементы сгорают в более высоких слоях, где температура ниже, тогда как более тяжелые пылают в центральной части ядра, где температура, напротив, имеет тенденцию к повышению.
У звезд с массой, превышающей солнечную в 5—9 раз, сгорание углерода и кислорода может происходить практически мгновенно. Если масса звезды еще больше, в ядре синтезируются такие элементы, как магний, неон, сера и кремний.
В чрезвычайных случаях термоядерный синтез продолжается до тех пор, пока ядро звезды почти целиком не преобразовывается в железо. В этот момент цепная реакция прекращается, потому что она не может идти одновременно с плавлением железа. Таким образом, оказывается, что звезда израсходовала все свои запасы ядерного топлива и начинает сжиматься.
Нейтронная звезда – конечный продукт эволюции некоторых типов звезд
Если масса звезды не превышает 10 солнечных масс, последние фазы оказываются нестабильными, в разных слоях идут спонтанные ядерные реакции, которые могут привести к вспышке сверхновой. Тем временем взаимная нейтрализация протонов и электронов звездного ядра приводит к тому, что ядро полностью начинает состоять из нейтронов.
После взрыва поверхностные слои звезды разрушаются, а ядро быстро уплотняется, пока не становится несжимаемым. В этом случае сжатие звезды поддерживается. Остатки вещества становятся нейтронной звездой, которая стремительно вращается вокруг собственной оси, и она начинает наблюдаться как пульсар, из-за взрыва перемещающийся по космосу со скоростью в сотни километров в секунду.
Конечная стадия эволюции звезд, масса которых превышает солнечную в 5-9 раз – нейтронная звезда.
Если масса звезды еще больше, давление гравитационных сил настолько велико, что нейтроны ядра вынуждены «пакетироваться» до невообразимой плотности, пока вещество не потеряет свою сущность.
В этом случае речь идет о необратимом гравитационном коллапсе, что приводит к образованию черной дыры.
Конечная стадия эволюции звезд, масса которых превышает солнечную более чем в 10 раз – черная дыра.
