Звезды - рождение, жизнь и смерть

Страница 5

По современным представлениям, жизненный путь одиночной звезды определяется её начальной массой и химическим составом. Чему равна минимальная возможная масса звезды, мы с уверенностью сказать не можем. Дело в том, что маломассивные звёзды очень слабые объекты и наблюдать их довольно трудно. Теория звёздной эволюции утверждает, что в телах меньше чем семь-восемь сотых долей массы Солнца долговременные атомные реакции идти не могут. Эта величина близка к минимальной массе наблюдаемых звёзд, их светимость меньше солнечной в десятки тысяч раз. Температура на поверхности подобных звёзд не превосходит 2–3 тысячи градусов, это багрово красные карлики.

В звёздах большой массы, напротив реакции протекают с огромной скоростью. Если масса рождающейся звезды превышает 50–70 солнечных масс, то после загорания термоядерного топлива чрезвычайно интенсивное излучение своим давлением может просто сбросить излишек массы. Через несколько миллионов лет, а может быть и раньше, эти звёзды могут взорваться, как сверхновые (так называют взрывающиеся звёзды с большой энергией вспышки).

Важную роль в жизни звезды играет магнитное поле. С магнитным полем связаны практически все проявления солнечной активности: пятна, вспышки, факелы и др. На звёздах, магнитное поле которых сильнее солнечного, эти процессы протекают с большей интенсивностью. В частности, переменность блеска некоторых таких звёзд объясняют появлением пятен, аналогичных солнечным, но закрывающих десятки процентов их поверхности. Однако физические механизмы, обуславливающие активность звёзд, ещё не до конца изучены. Наибольшей интенсивности магнитные поля достигают на компактных звёздных остатках белых карликах и особенно нейтронных звёздах.

4.Звезды умирают

Превращение, «выгорание», водорода в гелий при термоядерной реакции происходит в центральных областях звезды, в условиях высоких температур.

В наружных областях звезды водород не «выгорает» из-за низкой температуры и низком давлении. Так как количество водорода в центральных областях звезды ограничено, рано или поздно (в зависимости от массы звезды) он практически весь «выгорит». При этом процессе масса и радиус центральной области звезды уменьшаются.

Что произойдет, когда реакция «гелий-углерод» исчерпает себя, выгорит весь гелий, а так же прекратится ядерная реакция «водород-гелий» в тонкой оболочке ядра?

Звезды с массами до 1,4 масс Солнца, существенную часть своей массы, образующую их наружную оболочку, "сбрасывают".(см.рис. 1.) Через несколько десятков тысяч лет, мгновение в космических масштабах, оболочка рассеивается и остается небольшая, очень горячая и плотная звезда. Медленно остывая, она превращается в «белого карлика» (белый – то есть очень горячий).

«Белые карлики» как бы «вызревают» в недрах «красных гигантов». «Белые карлики», в которых весь водород выгорел и ядерные реакции прекратились, представляют собой, видимо, последний этап эволюции звезды. Постепенно остывая, они излучают все меньше и меньше энергии, светимость падает, гравитационные силы сжимают вещество. «Белые карлики» постепенно переходят в разряд «черных карликов» - холодных звезд огромной плотности и небольшого размера (порядка земного при массе порядка солнечной). Этот процесс длится сотни миллионов лет.

Так прекращает свое существование большинство звезд. Однако финал жизни звезд, массы которых превышают солнечную, может быть иным. Некоторые звезды на определенном этапе своей эволюции взрываются. В этих случаях говорят о вспышке «сверхновой».

Страницы: 1 2 3 4 5 6 7

Интересные статьи: