Как появляются звезды

Как рождаются звезды

Когда звезды подмигивают нам с ночного неба, вряд ли мы задумываемся о том, что видим их такими, какими они были сотни и тысячи лет назад. Именно столько требуется фотонам, чтобы достичь наших глаз, двигаясь со световой скоростью.

Одна из самых важных звезд на небе — RS Кормы
©Hubble Legacy Archive, NASA, ESA

Многие из далеких солнц, вероятно, уже давным-давно погасли, другие, пока невидимые для нас, уже успели родиться. Об их появлении рано или поздно узнают наши потомки.

Строительный материал для звезд

Для появления на свет новой звезды требуется огромное количество водорода − простейшего из всех существующих молекул. Она состоит из двух атомов, а те, в свою очередь, из ядра с одним протоном, вокруг которого расплылся в квантовом облаке один единственный электрон.

А еще необходим дейтерий, тяжелый водород, в ядре которого помимо протона содержится еще один нейтрон − элементарная частица, не имеющая электрического заряда.

Водород − одно из первых веществ, образовавшихся после Большого Взрыва, после того как раскаленная до невероятных температур материя в виде протонов, нейтронов, электронов и других элементарных частиц начала конденсироваться.

Снимок ближайшей к Солнцу звезды – Проксимы Центавра
©ESA/Hubble & NASA

Сразу после Большого Взрыва

Молекулы водорода образовывались в гигантских количествах, когда температура юной Вселенной несколько понизилась, и протоны начали объединяться с электронами.

Эта фаза началась по современным представлениям уже через одну секунду после Большого Взрыва и продолжалась в течение трех минут; за это время температура Вселенной резко упала.

Молодая Вселенная состояла на 75% из водорода, с 25% гелия, a также следами других элементов − до бора (не считая антиматерии).

Строительный материал для рождения звезд был готов, но одного наличия водорода было мало. Молекулы должны были сконденсироваться настолько, чтобы гравитационная сила притяжения между ними привела к термоядерной реакции.

Непосредственно после Большого Взрыва материя была равномерно распределена в пространстве и, вероятно, так бы и осталась водородным облаком, если бы не квантовые флуктуации, которые привели к колебаниям плотности газа и создали определенные структуры.

Рассеянное звездное скопление Плеяды в созвездии Тельца
©Roberto Colombari

Звездная колыбель

Следы этих структур до сих пор можно обнаружить в виде космического фонового излучения и межзвездных туманностей во Вселенной, состоящих из водорода и гелия. Именно из такого водородного облака и образуются звезды, когда плотность газа достигает определенного, очень высокого уровня.

При этом температура газа возрастает, и его молекулы начинают вращение. Чем плотнее становится облако, тем вращение усиливается, молекулы водорода сталкиваются и излучают фотоны в инфракрасном спектре.

При вращении молекулярное облако, именуемое также звездной колыбелью, коллапсирует, но одновременно возникают центробежные силы, которые отталкивают сгущающуюся материю наружу. Так возникает протопланетный диск, в котором могут сформироваться планеты − скорее всего это будут газовые гиганты, вроде Юпитера.

Звездное сверхскопление Westerlund 1
©ESO/VPHAS+ Survey/N. Wright

Рождение звезды

Примерно через 50 млн лет газовое облако, наконец, становится протозвездой − вращающимся плазменным шаром. При этом молекулы водорода из-за чудовищных температур разрушаются, образуя отдельные атомы.

Какая-то часть протозвезд так и не достигает температуры, необходимой для термоядерного синтеза. Такие протозвезды образуют коричневые карлики, которые постепенно остывают в течение нескольких сотен млн лет. Их масса невелика − всего 1–10 % солнечной.

Но в крупных протозвездах процесс коллапса продолжается, внутренняя температура возрастает, пока энергия атомов водорода не достигает критического значения, при котором начинается термоядерная реакция. Энергия гравитации превращается в тепло, плазменный шар начинает излучать, гравитационный коллапс приостанавливается − наша звезда готова.

Взрыв сверхновой в галактике M82 в созвездии Большая Медведица
© UCL / University of London Observatory / Steve Fossey / Ben Cooke / Guy Pollack / Matthew Wilde / Thomas Wright

Жизнь и смерть звезды

В результате термоядерной реакции водород превращается в гелий, звезда функционирует подобно нашему Солнцу. Через несколько миллиардов лет весь водород внутри звезды оказывается исчерпанным, водородное ядро превращается в гелиевое, хотя во внешней оболочке реакции все еще продолжаются.

Гелиевое ядро становится все крупнее и крупнее, масса его растет, вновь начинается гравитационный коллапс. Во время этой фазы звезда становится красным гигантом.

Внутри ядра звезды под влиянием гравитационного сжатия вновь проходят термоядерные реакции: гелий превращается в другие элементы: углерод, затем кислород, кремний − вплоть до железа.

Вот и пришел конец нашей звезде. Если она достаточно массивна − раз в восемь тяжелее нашего Солнца, то может превратиться в сверхновую, которая при взрыве разлетается в открытом космосе. Вспышки сверхновой могут быть при этом ярче своих галактик.

Образующаяся при этом ударная волна может привести к сжатию других межзвездных облаков и образованию новых звезд. Впрочем, зачастую сияние новых звезд может запустить цепную реакцию, которая дает толчок рождения новых светил. Так образуются целые звездные поколения.

При этом из разлетевшейся материи сверхновых могут сформироваться твердые планеты вблизи новообразующихся звезд, а также многочисленные астероиды, несущиеся в межзвездном пространстве.

Из чего состоят звезды?

Звезда — массивный газовый шар, излучающий свет и удерживаемый в состоянии равновесия силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза . Ближайшей к Земле звездой является Солнце. Ближайшей к Солнцу звездой является Проксима Центавра. Она расположена в 4,2 светового года.

О составе звезд человечество узнало в последнюю очередь. Происхождение их угадал философ Иммануил Кант еще в XVIII веке. Другие параметры, вроде цвета или светимости, можно оценить без особых инструментов — а вот материал, из которого состоят звезды, долгое время терзал воображение ученых.

Метод определения

Определять состав светил астрономы научились только в середине XIX века. Именно тогда в арсенале исследователей космоса появился спектральный анализ.

Метод основан на свойстве атомов различных элементов излучать и поглощать свет на строго определенных резонансных частотах. Соответственно на спектре видны темные и светлые полосы, расположенные на местах, характерных для данного вещества. Разные источники света можно отличить по рисунку из линий поглощения и излучения.

Спектральный анализ успешно применяется для определения состава звезд. Его данные помогают исследователям понять очень многие процессы, происходящие внутри светил и недоступные непосредственному наблюдению.

В настоящее время для определения классов звезд используется диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Она показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды.

Всем известен тот факт, что чем выше температура, тем меньше состав частиц, которые способны существовать в атмосфере звезды. С помощью спектрального анализа звезд класс О, В, А (температура от 50 до 10 тысяч градусов) была обнаружено в атмосферах этих звезд линии ионизированного водорода, гелия, ионы металла, а в классе К (5 тысяч градусов) были обнаружены радикалы, в классе М (3500 градусов) – нашли молекулы оксидов.

Химический состав звезд

Вы когда-нибудь задумывались, из чего состоят звезды? Вы были бы удивлены, узнав их состав — это те самые материалы, из которых сделана вся остальная Вселенная:

• 73% — водород;
• 25% — гелий;
• 2% — остальные элементы.

Вот и все, за исключением некоторых различий в определенных материалах, звезды созданы в значительной степени из одинакового вещества.

Звезды образовывались со времен зарождения Вселенной. Фактически астрономами рассчитано, что каждый год в галактике Млечный Путь формируется 5 новых звезд. Некоторые из них имеют больше тяжелых элементов от предыдущих звезд – металлически богатые, а некоторые содержат меньше – металлически бедные. Но даже так, соотношение элементов остается в равной степени.

Солнце — пример богатой на металл звезды, имеет более высокое количество тяжелых элементов внутри, нежели в среднем среди таких же представителей. И все же, наше светило обладает схожим соотношением долей элементов: 75% водорода, 24% гелия, а остальные — кислород, углерод, азот.

Преобразование водорода в гелий внутри ядра Солнца происходит уже 4,5 миллиарда лет

Химический состав звезд

В списке всех звезд, которые относятся к первым четырем классам, преобладают линии гелия и водорода, однако постепенно, по мере снижения температуры можно обнаружить линии уже других элементов, которые даже могут указывать на существование соединений. Безусловно, соединения эти довольно просты. Это оксиды титана (класс М), циркония и радикалы. Наружный слой большинства звезд состоит, как правило, из водорода

На 10 тысяч атомов водорода в среднем приходится порядка тысячи атомов гелия, всего лишь 5 атомов кислорода и меньше 1 атома любых других элементов.

Не редко встречаются звезды, которые в своем химическом составе имеют повышенное содержание определенного элемента. Ученым известны те звезды, которые в своем химическом составе имеют повышенное количество кремния (так называемые кремниевые звезды), железные звезды (звезды, с повышенным содержанием железа). Также существует множество звезд с повышенным содержанием марганца, углерода и т.д.

В космосе находится большое количество звезд, имеющих аномальный состав элементов. В некоторых молодых звездах, относящихся к типу красных гигантов, было найдено повышенное содержание различных тяжелых элементов.

В одной из таких звезд было обнаружено содержание молибдена, которое было явно завышено и более того, доля молибдена на Солнце в 26 раз меньше, нежели у этой звезды.

По мере старения звезды содержание элементов уменьшается у тех звезд, которые имеют атомы большей массы, нежели масса атома гелия.

Также вариации химического состава звезд зависят и от месторасположения звезд в Галактике. В старых звездах, которые находятся в сферической части галактики можно обнаружить мало атомов тяжелых элементов. Абсолютно противоположную ситуацию можно наблюдать в части, которая создает периферические своеобразные спиральные «рукава» галактики можно обнаружить достаточно большое количество звезд, в состав которых входит множество тяжелых элементов. Как правило, именно в таких частях и появляются новые звезды.

Исходя из этого, ученые пришли к выводу, что наличие тяжелых элементов приводит к своеобразной химической эволюции, которая характеризует начало жизни звезд.

Старение звезды и изменение состава

Со временем термоядерные реакции внутри звезд постепенно изменяют их состав. Главной и самой простой реакцией синтеза, который протекает в большинстве звезд во Вселенной, и в нашем Солнце в том числе, является протон-протонный цикл. В нем четыре атома водорода сливаются воедино, образуя в итоге один атом гелия и очень большой выход энергии — до 98% общей энергии звезды.

Такой процесс называется еще «горением» водорода: в Солнце «сгорает» до 4 миллионов тонн водорода ежесекундно.

Изменение состава на примере Солнца

Количество гелия в ядре Солнца будет увеличиваться; соответственно, будет расти объем ядра звезды. Из-за этого увеличится площадь термоядерной реакции, а вместе с ней — интенсивность свечения и температура Солнца. Через 1 миллиард лет (в возрасте 5,6 млрд лет) энергия звезды вырастет на 10%. В возрасте 8 миллиардов лет (через 3 млрд лет от сегодняшнего дня) солнечное излучение составит 140% от современного.

Условия на Земле к тому времени поменяются настолько, что она в точности будет напоминать Венеру.

Рост интенсивности протон-протонной реакции сильно отразится на составе звезды — водород, мало затронутый с момента рождения, станет сгорать куда быстрее. Нарушится баланс между оболочкой Солнца и его ядром — водородная оболочка станет расширяться, а гелиевое ядро, наоборот, сужаться. В возрасте 11 миллиардов лет сила излучения из ядра звезды станет слабее сжимающей его гравитации — греть ядро теперь станет именно растущее сжатие.

Существенные изменения в составе звезды произойдут еще через миллиард лет, когда температура и сжатие ядра Солнца вырастет настолько, что запустится следующая стадия термоядерной реакции — «горение» гелия.

В итоге реакции, атомные ядра гелия сначала сбиваются вместе, превращаясь в нестабильную форму бериллия, а затем в углерод и кислород. Сила этой реакции невероятно велика — когда будут зажигаться нетронутые островки гелия, Солнце будет вспыхивать до 5200 раз ярче, чем сегодня!

Во время этих процессов ядро Солнца будет продолжать накаляться, а оболочка расширится до границ орбиты Земли и значительно остынет — ибо чем больше площадь излучения, тем больше энергии теряет тело. Пострадает и масса светила: потоки звездного ветра будут уносить остатки гелия, водорода и новообразованных углерода с кислородом в далекий космос.

Так наше Солнце превратится в красного гиганта. Полностью завершится развитие светила тогда, когда оболочка звезды окончательно истощится, и останется только плотное, горячее и маленькое ядро — белый карлик. Оно медленно будет остывать миллиардами лет.

Изменение состава звезд-гигантов

Цепочка трансформации крупных звезд куда дольше: она доходит вплоть до самого железа. Создаются и элементы потяжелее. У таких звезд уже нет пути назад — они взорвутся сверхновой, оставив по себе черную дыру или нейтронную звезду.

Хотя углерод и кислород существуют в звезде одновременно, во время реакций синтеза они создают вещества, распределяющиеся на принципиально разных уровнях звезды.

Так, углерод порождает легкие вещества, вроде неона, натрия или магния.

Кислород же создает тяжелые неметаллы, наподобие серы или фосфора, или неплотные металлы, как вот алюминий. А вместе с азотом они участвуют в CNO-цикле горения водорода — основном термоядерном процессе в больших звездах Главной последовательности.

Структура звезды

В общем случае у звезды, находящейся на главной последовательности, можно выделить три внутренние зоны:

• ядро;
• конвективную зону;
• зону лучистого переноса.

Ядро — это центральная область звезды, в которой идут ядерные реакции.

Конвективная зона — зона, в которой перенос энергии происходит за счёт конвекции. Для звёзд с массой менее 0,5 M☉ она занимает всё пространство от поверхности ядра до поверхности фотосферы. Для звёзд с массой, сравнимой с солнечной, конвективная часть находится на самом верху, над лучистой зоной. А для массивных звёзд она находится внутри, под лучистой зоной.

Лучистая зона — зона, в которой перенос энергии происходит за счёт излучения фотонов. Для массивных звёзд эта зона расположена между ядром и конвективной зоной, у маломассивных она отсутствует, а у звёзд больше массы Солнца находится у поверхности.

На более поздних стадиях добавляются дополнительные слои, в которых идут ядерные реакции с элементами, отличными от водорода. И чем больше масса, тем больше таких слоев. У звёзд с массой, на 1—2 порядка превышающей Мʘ, таких слоёв может быть до 6, где в верхнем, первом слое всё ещё горит водород, а в нижнем идут реакции превращения углерода в более тяжёлые элементы, вплоть до железа. В таком случае в недрах звезды расположено инертное, в плане ядерных реакций, железное ядро.

Над поверхностью звезды находится атмосфера, как правило, состоящая из трёх частей: фотосферы, хромосферы и короны.

Фотосфера — самая глубокая часть атмосферы, в её нижних слоях формируется непрерывный спектр. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.

Хромосфера (греч. «сфера света») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна вовремя полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы.

В отличие от хромосферы и фотосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца – корона – обладает огромной протяжённостью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам. Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере.

P.S.

По мнению американского астронома, выдающегося популяризатора науки Карла Сагана, все мы и окружающие нас предметы и объекты (люди, планета Земля и остальные объекты Космоса) состоим из вещества, образовавшегося в недрах звёзд, т.е. состоим из элементов, которые образовались в звездах в процессе ядерных реакций и при взрывах сверхновых звезд.

Но, возможно, мы сделаны не только из вещества, образованного в звездах, но и пыли, выбрасываемой квазарами.

Видео

Откуда появились звёзды и Луна?

Человечеству стали доступны снимки отдаленных галактик и газовых скоплений, благодаря телескопам Хаббл и Кеплер, которые были разработаны под руководством НАСА. В современных обсерваториях, расположенных высоко в горах, можно наблюдать более ста тысяч звезд в видимом спектре. Все, что доступно человеческому глазу, при помощи современной космологической техники – это видимая Вселенная.

Что такое звезды?

Звезда – это особый космический объект, который может излучать свой собственный свет и тепло. Звезды проходят цикл зарождения, развития и угасания вплоть до своей гибели. Одни из них становятся гигантскими звездами на исходе своего существования такими, как Бетельгейзе, которая является красным гигантом. Другие превращаются в нейтронные звезды или пульсары, а третьи взрываются, становясь новым плацдармом для получения галактики.

В месте появления новой звезды сначала образуется облако газа, в котором соединяющиеся космические частицы, уже обладающие неким гравитационным полем. Через определенное время под воздействием таких физических процессов как сжатие энергия трансформируется в тепло. При достижении температуры, равной несколько миллионам градусов в области скопления частиц и газа появляются определенные термоядерные реакции, в частности водород превращается в гелий.

Такое зарождение будущей звезды может занять не один миллион лет.

Силы тяготения уплотняют газ и космическую пыль, что позволяет появится протозвезде. При достижении температуры в 12 миллионов градусов по Цельсию в протозвезде начинается излучение энергии и процесс сжатия останавливается.

Все звезды, как было сказано выше, проходят определенный жизненный путь. В среднем, такая звезда как Солнце, живет около десяти миллиардов лет, и нашему светилу уже пять миллиардов лет. Чем больше звезда вырабатывает энергии, тем меньше срок ее жизни. Есть одиночные звезды, а есть группы звезд, которые носят название Плеяд. Стоит сказать то, что появляются из сверхмассивных образований, состоящих из космических элементов и газа.

Как зародилась Луна? Основные теории о появлении небесного тела

Луна – это привычный спутник Земли, который ярко светит в ночном небе, и она еще с давних времен вызывала массу вопросов у человечества. Каждая планета нашей солнечной системы обладает собственными лунами, больше всего их у Сатурна, обладающего колоссальной силой гравитации.

Если говорить об исторической теории появления Луны, то она приковывала внимание астрономов еще в Древней Греции. Еще в далеком 1609 году Галилео Галилей обнаружил на этом спутнике кратеры и горы, а первую научную теорию появления Луны выдвинул Джордж Дарвин, который считал, что это небесное тело отделилось от Земли в результате действия центробежных сил, и оно представляло собой магматический сгусток, который затвердел в открытом космосе и стал спутником планеты благодаря гравитационному притяжению.

Гипотезы происхождения Луны, не отрицаемые классической астрофизикой

Единого мнения, характеризующего точною фактологию появления спутника, в научном мире пока нет. Но есть гипотезы, которые косвенно дают понятие о том, как же все-таки появилась Луна. Выше мы уже описали теорию центробежного отделения, выдвинутую в девятнадцатом веке Джорджем Дарвином.

Уже в начала двадцатого века ученым Томасом Си была выдвинута гипотеза захвата. По мнению ученого Луна сначала появилась как независимая планета, которая в результате пертурбаций перешла на эллиптическую орбиту. Причем эта планета была в солнечной системе, но при приближении к Земле ее захватила гравитация нашей планеты, что и позволило Луне стать в дальнейшем спутником.

Еще одна интересная научная версия носит название гипотезы совместной аккреции. Ее предложил известный философ и ученый Иммануил Кант, который в своем труде по космологии считал, что Земля и Луна появились из одного огромного газового и пылевого сгустка. Сначала зародилась наша планета, а потом уже и Луна из остатков космического вещества.

В середине 50-х годов прошлого века Эрнст Эпик предположил то, что спутник Земли был образован из-за того, что зарождающаяся прото-Земля была окружена мощным кольцом космических частиц, которые попросту бомбордировали ее. Из-за этого значительные массы вещества под воздействием высокой температуры были попросту выпарены обратно в солнечное пространство. Все тяжелые элементы сконденсировались и в дальнейшем соединились в Луну.

Многие ученые сходятся на том, что более реальна теория столкновения космических тел, разработанная Уильямом Хартманом, который создал ее в 1975 году. Классические постулаты космологии устарели, и эта теория на сегодняшний день выглядит более правдоподобно. По мнению Хартмана некое небесное тело, в частности протопланета во время формирования солнечной системы столкнулась с зарождающейся прото-Землей. В тот период Земля имела вес, равный примерно девяноста процентов от нынешней массы. Удар пришелся по касательной, а не по центру планеты.

В результате этого масштабного космического события часть ударившегося объекта, в том числе и участок земной мантии, были отброшены прямо на околоземную орбиту. Из этих космических обломков под действием сил сжатия и гравитации со временем появился нынешний спутник Земли.

На сегодняшний день гипотеза происхождения Луны, созданная Хартманом, является основной. Она прекрасно объясняет физические и химические свойства луны, особенности ее расположения, вращения и расстояния по сравнению с планетой.

Источники:

http://sci-dig.ru/statyi/kak-rozhdayutsya-zvezdyi/
http://asteropa.ru/iz-chego-sostoyat-zvezdy/
http://poznavaemoe.ru/otkuda-poyavilis-zvezdy-i-luna/