Прокладывая маршрут из одной системы в другую в каком-нибудь Стелларисе, Элите или, на худой конец, NMS, мы редко обращаем пристальное внимание на раскалённые шары, именуемые звёздами. Они для нас — маяки, пункты назначения, иногда даже источники энергии для орбитальных электростанций, но никак не объекты исследования — ввиду полной своей недоступности.
Summer, как говорили лет 20 назад известные норвеги, постепенно moved on, и вместе с ним уходит тепло, настраивая мысли на более сентиментальный лад, сидение с кружечкой чего-нибудь горячего в руке и размышления об отвлечённых материях. А что может быть отвлечённее бескрайних просторов космоса?
Последовательно клеймя современную систему образования, не могу в том числе не посетовать на то, что (по крайней мере так было во время моей учёбы) внимания астрономии уделяется катастрофически недостаточно. Фактически, могу сказать, что для меня в школе она ограничилась рассказом про связанные с созвездиями мифы и историей открытия гелия. Всё остальное я узнавал из других источников, и совершенно бессистемно — о чём до сих пор жалею. Но в нашем, хоть и непростом, 2020 году информация находится на расстоянии вытянутой руки — и ничего не стоит её получить. В один прекрасный момент я так и сделал, и, как это уже не раз бывало, попал в омут гиперссылок, откуда удалось вынырнуть далеко не сразу. Не знаю, кто те прекрасные люди, которые оформляли основные космологические статьи в русскоязычной википедии — но низкий им поклон за титанический и качественный труд.
Итак, звёзды.
Тема это столь обширна, что из неё впору состряпать пару-другую лонгридов, а не простых заметок. Однако, я решил скомпоновать изложение как можно более плотно, а заинтересованных в более подробных сведениях читателей отправлять к более академическим текстам. В первой заметке поговорим об этапе формирования звёзд, во второй — про их дальнейшую эволюцию.
Начнём, стало быть, издалека, но не настолько, чтобы задаваться вопросами относительно первоначального рождения Вселенной и первых её мгновений (восьмиста миллионов лет, если быть точным), предшествовавших эре вещества.
Несмотря на столь звучное название, нужно заметить, что первые звёзды начали образовываться ещё раньше — это представители так называемого звёздного населения III. В то время во Вселенной ещё не существовало элементов тяжелее бериллия, поэтому звёзды, хоть это и кажется парадоксальным, получались очень тяжёлыми и недолгоживущими — ввиду этого непосредственно наблюдать их для нас уже поздно. Именно из вещества, образованного термоядерными реакциями этих звёзд, возникли звёзды следующих поколений — уже с примесями более тяжёлых химических элементов, что существенно отразилось на их жизненных циклах. Из вещества второго поколения возникло, в свою очередь, следующее, с ещё большим количеством примесей — в том числе и наше Солнце.
Интересный факт — астрономы всё, что тяжелее гелия, называют металлами, и, соответственно, количество этих тяжёлых элементов в веществе звезды — металличностью.
Итак, у нас есть космос с болтающимся на его просторах веществом. Как же из этого безобразия получаются звёзды? Да очень просто — вещество распределено по Вселенной отнюдь не равномерно, существуют области, называемые молекулярными облаками, внутри которых, в отличие от «более пустого» пространства, плотность атомов достаточна для того, чтобы из них образовывались молекулы (в основном водорода — H2). Размер подобных облаков может достигать трёхсот световых лет, а масса — миллионов солнечных.
Для начала процесса формирования звезды необходимо, чтобы облако вошло в состояние гравитационной неустойчивости — помочь с этим может, например, столкновение с другим облаком или ударная волна от взрыва близко расположенной сверхновой.
Потревоженное облако постепенно коллапсирует, разделяясь на отдельные части — и некоторые из них, подходящие по массе, становятся протозвёздами. На первоначальном этапе из-за того, что облако прозрачно для излучения, сжатие происходит практически без нагрева. Однако, на определённом этапе это изменяется — например, облако массой в одну солнечную постепенно перестаёт быть прозрачным при радиусе около 25000 солнечных — и тогда же начинает активно увеличиваться его температура.
При достижении температуры примерно в 2000 К начинается процесс распада молекул водорода. Разогретый газ в центре облака обладает достаточным давлением, чтобы препятствовать гравитационному коллапсу — это называется гидростатическим равновесием, а центральная область облака — ядром. Дальнейшее повышение температуры (до 10000 К) приводит к ионизации атомов водорода. На это тратится гравитационная энергия. Вещество из прилегающих областей присоединяется к ядру, но его температура и давление при этом не растёт, а следовательно — оно начинает сжиматься. На определённом этапе это порождает ударную волну, которая распространяется во все стороны, разогревая вещество на своём пути настолько, что оно становится плазмой. При этом ядро снова достигает гидростатического равновесия и сжиматься перестаёт. В этот момент (длящийся несколько десятков лет) протозвезда становится источником излучения в видимом диапазоне.
Когда описанные процессы завершаются, мы получаем то, что астрономы называют «звездой до главной последовательности», или попросту «PMS-звездой». В отличие от более «зрелых» звёзд, основным источником энергии у них является гравитационное сжатие, а не горение водорода. В зависимости от массы вещества, сжатие приводит к разным последствиям, но в случаях с более, чем половиной солнечной массы, это приводит к нагреву, достаточному для запуска термоядерных реакций — и с этого момента звезда считается полноценной.
Нужно заметить, что молодые звёзды качественно различаются в зависимости от своей массы — те, кто имеют массу меньше трёх солнечных, полностью конвективны, а более тяжёлые — нет. Это важно, потому что приводит к совершенно разным путям эволюции, о которых мы поговорим во второй части.
Абсолютное большинство звёзд во Вселенной принадлежит к главной последовательности — это определённый диапазон на на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, осями которой являются цвет и звёздная величина (или взаимозаменяемый вариант «спектр — светимость»). Пребывание на главной последовательности — наиболее продолжительный этап эволюции звёзд (около 90% времени жизни). Дальнейшие этапы зависят от массы, но в любом случае длятся значительно меньше.
Протозвёзды, поскольку термоядерные реакции в них ещё не запущены, обладают высокой светимостью, но низкой температурой — поэтому располагаются на диаграмме вне главной последовательности, справа-вверху. Находиться там протозвезда будет до того момента, как не израсходует достаточно своей потенциальной энергии (половину, если быть точным) в виде излучения, и чем она более массивна — тем быстрее это произойдёт. Всё это время протозвезда медленно сжимается, на определённом этапе перестав быть конвективной, что приводит к существенному увеличению температуры в центре — и там начинают протекать термоядерные реакции. Поначалу они производят недостаточно энергии, чтобы компенсировать её потери от излучения, поэтому сжатие продолжается, но вместе с ним увеличивается и доля от реакций в выделении энергии звезды. В некоторый момент, если протозвезда имеет достаточную массу (больше 0,08 солнечных), выделение энергии за счёт термоядерных реакций сравнивается со светимостью звезды и сжатие прекращается — этот момент считается моментом окончания формирования звезды и её перехода на главную последовательность. В противном случае звезда становится коричневым карликом.
Возраст звезды принято отсчитывать именно с момента её выхода на главную последовательность — и впереди у неё миллионы, миллиарды, а то и триллионы лет насыщенной событиями жизни. Но об этом — в следующей заметке.
Благодарю за внимание.
P.S. Все изображения в заметке — самые настоящие фотографии, взятые с spacetelescope.org
Summer, как говорили лет 20 назад известные норвеги, постепенно moved on, и вместе с ним уходит тепло, настраивая мысли на более сентиментальный лад, сидение с кружечкой чего-нибудь горячего в руке и размышления об отвлечённых материях. А что может быть отвлечённее бескрайних просторов космоса?
Этот космос, один и тот же для всего существующего, не создал никакой бог и никакой человек, но всегда он был, есть и будет вечно живым огнем, мерами загорающимся и мерами потухающим.
Гераклит
Последовательно клеймя современную систему образования, не могу в том числе не посетовать на то, что (по крайней мере так было во время моей учёбы) внимания астрономии уделяется катастрофически недостаточно. Фактически, могу сказать, что для меня в школе она ограничилась рассказом про связанные с созвездиями мифы и историей открытия гелия. Всё остальное я узнавал из других источников, и совершенно бессистемно — о чём до сих пор жалею. Но в нашем, хоть и непростом, 2020 году информация находится на расстоянии вытянутой руки — и ничего не стоит её получить. В один прекрасный момент я так и сделал, и, как это уже не раз бывало, попал в омут гиперссылок, откуда удалось вынырнуть далеко не сразу. Не знаю, кто те прекрасные люди, которые оформляли основные космологические статьи в русскоязычной википедии — но низкий им поклон за титанический и качественный труд.
Тема это столь обширна, что из неё впору состряпать пару-другую лонгридов, а не простых заметок. Однако, я решил скомпоновать изложение как можно более плотно, а заинтересованных в более подробных сведениях читателей отправлять к более академическим текстам. В первой заметке поговорим об этапе формирования звёзд, во второй — про их дальнейшую эволюцию.
Начнём, стало быть, издалека, но не настолько, чтобы задаваться вопросами относительно первоначального рождения Вселенной и первых её мгновений (восьмиста миллионов лет, если быть точным), предшествовавших эре вещества.
Несмотря на столь звучное название, нужно заметить, что первые звёзды начали образовываться ещё раньше — это представители так называемого звёздного населения III. В то время во Вселенной ещё не существовало элементов тяжелее бериллия, поэтому звёзды, хоть это и кажется парадоксальным, получались очень тяжёлыми и недолгоживущими — ввиду этого непосредственно наблюдать их для нас уже поздно. Именно из вещества, образованного термоядерными реакциями этих звёзд, возникли звёзды следующих поколений — уже с примесями более тяжёлых химических элементов, что существенно отразилось на их жизненных циклах. Из вещества второго поколения возникло, в свою очередь, следующее, с ещё большим количеством примесей — в том числе и наше Солнце.
Итак, у нас есть космос с болтающимся на его просторах веществом. Как же из этого безобразия получаются звёзды? Да очень просто — вещество распределено по Вселенной отнюдь не равномерно, существуют области, называемые молекулярными облаками, внутри которых, в отличие от «более пустого» пространства, плотность атомов достаточна для того, чтобы из них образовывались молекулы (в основном водорода — H2). Размер подобных облаков может достигать трёхсот световых лет, а масса — миллионов солнечных.
Для начала процесса формирования звезды необходимо, чтобы облако вошло в состояние гравитационной неустойчивости — помочь с этим может, например, столкновение с другим облаком или ударная волна от взрыва близко расположенной сверхновой.
Потревоженное облако постепенно коллапсирует, разделяясь на отдельные части — и некоторые из них, подходящие по массе, становятся протозвёздами. На первоначальном этапе из-за того, что облако прозрачно для излучения, сжатие происходит практически без нагрева. Однако, на определённом этапе это изменяется — например, облако массой в одну солнечную постепенно перестаёт быть прозрачным при радиусе около 25000 солнечных — и тогда же начинает активно увеличиваться его температура.
При достижении температуры примерно в 2000 К начинается процесс распада молекул водорода. Разогретый газ в центре облака обладает достаточным давлением, чтобы препятствовать гравитационному коллапсу — это называется гидростатическим равновесием, а центральная область облака — ядром. Дальнейшее повышение температуры (до 10000 К) приводит к ионизации атомов водорода. На это тратится гравитационная энергия. Вещество из прилегающих областей присоединяется к ядру, но его температура и давление при этом не растёт, а следовательно — оно начинает сжиматься. На определённом этапе это порождает ударную волну, которая распространяется во все стороны, разогревая вещество на своём пути настолько, что оно становится плазмой. При этом ядро снова достигает гидростатического равновесия и сжиматься перестаёт. В этот момент (длящийся несколько десятков лет) протозвезда становится источником излучения в видимом диапазоне.
Когда описанные процессы завершаются, мы получаем то, что астрономы называют «звездой до главной последовательности», или попросту «PMS-звездой». В отличие от более «зрелых» звёзд, основным источником энергии у них является гравитационное сжатие, а не горение водорода. В зависимости от массы вещества, сжатие приводит к разным последствиям, но в случаях с более, чем половиной солнечной массы, это приводит к нагреву, достаточному для запуска термоядерных реакций — и с этого момента звезда считается полноценной.
Нужно заметить, что молодые звёзды качественно различаются в зависимости от своей массы — те, кто имеют массу меньше трёх солнечных, полностью конвективны, а более тяжёлые — нет. Это важно, потому что приводит к совершенно разным путям эволюции, о которых мы поговорим во второй части.
Абсолютное большинство звёзд во Вселенной принадлежит к главной последовательности — это определённый диапазон на на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, осями которой являются цвет и звёздная величина (или взаимозаменяемый вариант «спектр — светимость»). Пребывание на главной последовательности — наиболее продолжительный этап эволюции звёзд (около 90% времени жизни). Дальнейшие этапы зависят от массы, но в любом случае длятся значительно меньше.
Протозвёзды, поскольку термоядерные реакции в них ещё не запущены, обладают высокой светимостью, но низкой температурой — поэтому располагаются на диаграмме вне главной последовательности, справа-вверху. Находиться там протозвезда будет до того момента, как не израсходует достаточно своей потенциальной энергии (половину, если быть точным) в виде излучения, и чем она более массивна — тем быстрее это произойдёт. Всё это время протозвезда медленно сжимается, на определённом этапе перестав быть конвективной, что приводит к существенному увеличению температуры в центре — и там начинают протекать термоядерные реакции. Поначалу они производят недостаточно энергии, чтобы компенсировать её потери от излучения, поэтому сжатие продолжается, но вместе с ним увеличивается и доля от реакций в выделении энергии звезды. В некоторый момент, если протозвезда имеет достаточную массу (больше 0,08 солнечных), выделение энергии за счёт термоядерных реакций сравнивается со светимостью звезды и сжатие прекращается — этот момент считается моментом окончания формирования звезды и её перехода на главную последовательность. В противном случае звезда становится коричневым карликом.
Возраст звезды принято отсчитывать именно с момента её выхода на главную последовательность — и впереди у неё миллионы, миллиарды, а то и триллионы лет насыщенной событиями жизни. Но об этом — в следующей заметке.
Благодарю за внимание.
P.S. Все изображения в заметке — самые настоящие фотографии, взятые с spacetelescope.org
6 комментариев