Сайтът все още се разработва и може да има грешки и неточности. Ако забележиш такава, пиши ни на ninelibera@gmail.com.

Еволюция на звездите

💥 23 февруари 1987 г., 7:35 ч. Три подземни детектора – в Япония, САЩ и СССР – за 13 секунди регистрират общо 25 . Три часа по-късно светлината от експлозията стига до Земята: в Голямото Магеланово облако, на 168 000 , пламва свръхнова, видима с просто око – първата от 1604 г. Неутриното са излетели от колапсиращото ядро веднага, а светлината е трябвало да чака да си пробие път през звездата. За пръв път човечеството „видя“ сърцето на умираща звезда – точно както предсказва теорията за звездната еволюция.

1. Раждането на звездите

Пространството между звездите не е празно. В гигантските молекулни облаци – като мъглявината Орион – има газ и прах за хиляди звезди. Защо тогава облакът не се свива веднага? Защото молекулите му се движат и газът има налягане. Кой ще победи – налягането или гравитацията?

Т

Критерий на Джинс

Облак с температура TT и плътност ρ\rho колапсира, ако масата му надвишава масата на Джинс: MJ≈(5kTGμmH)3/2⋅(34πρ)1/2M_J \approx \left(\frac{5kT}{G\mu m_H}\right)^{3/2} \cdot \left(\frac{3}{4\pi\rho}\right)^{1/2}, където μ≈2,33\mu \approx 2{,}33 е средната маса на частица в единици mHm_H. Колапсът трае около времето за свободно падане tff=3π32Gρt_{\mathrm{ff}} = \sqrt{\frac{3\pi}{32G\rho}} – то не зависи от размера, а само от плътността.

Пример

Ядро на молекулен облак има T=10 KT = 10\ \mathrm{K} и концентрация n=104n = 10^4 молекули/cm³. Намерете масата на Джинс и времето за колапс.

  1. ρ=n⋅μ⋅mH=1010 m−3⋅2,33⋅1,673⋅10−27 kg≈3,9⋅10−17 kg/m3\rho = n \cdot \mu \cdot m_H = 10^{10}\ \mathrm{m^{-3}} \cdot 2{,}33 \cdot 1{,}673 \cdot 10^{-27}\ \mathrm{kg} \approx 3{,}9 \cdot 10^{-17}\ \mathrm{kg/m^{3}}
  2. 5kTGμmH=5⋅1,381⋅10−23⋅106,674⋅10−11⋅2,33⋅1,673⋅10−27≈2,66⋅1015\frac{5kT}{G\mu m_H} = \frac{5 \cdot 1{,}381 \cdot 10^{-23} \cdot 10}{6{,}674 \cdot 10^{-11} \cdot 2{,}33 \cdot 1{,}673 \cdot 10^{-27}} \approx 2{,}66 \cdot 10^{15}
  3. MJ≈(2,66⋅1015)1,5⋅(34π⋅3,9⋅10−17)0,5≈1,37⋅1023⋅7,8⋅107≈1,1⋅1031 kg≈5 M⊙M_J \approx (2{,}66 \cdot 10^{15})^{1{,}5} \cdot \left(\frac{3}{4\pi \cdot 3{,}9 \cdot 10^{-17}}\right)^{0{,}5} \approx 1{,}37 \cdot 10^{23} \cdot 7{,}8 \cdot 10^7 \approx 1{,}1 \cdot 10^{31}\ \mathrm{kg} \approx 5\,M_{\odot}
  4. tff=3π32⋅6,674⋅10−11⋅3,9⋅10−17≈1,1⋅1013 s≈340 000t_{\mathrm{ff}} = \sqrt{\frac{3\pi}{32 \cdot 6{,}674 \cdot 10^{-11} \cdot 3{,}9 \cdot 10^{-17}}} \approx 1{,}1 \cdot 10^{13}\ \mathrm{s} \approx 340\,000 години

Кога облакът се свива?

Топлинното движение на молекулите се опитва да разпръсне облака, а гравитацията – да го свие. Ако масата на облака надвиши масата на Джинс, гравитацията печели и облакът се разпада на сгъстявания, които стават звезди.

свиване: t = 0 · t_ffМаса на Джинс:M_J ≈ 5,4 M☉маса на облака: 1,0 · 10³ M☉M > M_J – гравитацията печеливреме за свободно падане:t_ff ≈ 337 хил. годиниплътност: 3,9 · 10⁻¹⁷ kg/m³(колкото добър лабораторен вакуум)

Студените и плътни облаци имат малка маса на Джинс и лесно се разпадат на много звезди. Затова звездите се раждат на групи – в купове. Когато облакът се свива, плътността расте и масата на Джинс намалява: всяко сгъстяване отново се дели (фрагментация), докато газът стане толкова плътен, че вече не може да изстива.

☁️ Молекулен облак

Студен (10–20 K) газ и прах, от стотици до милиони слънчеви маси. Сгъстява се от ударни вълни на свръхнови или от спиралните ръкави на Галактиката.

🌀 Протозвезда

Колапсиращото сгъстяване се върти все по-бързо и образува диск. Половината от освободената гравитационна енергия нагрява газа, другата половина се излъчва. Протозвездата е скрита в прах и се вижда само в инфрачервено.

✨ Звезда тип T Телец

Ветровете разчистват праха и звездата се показва. Тя още се свива и е по-ярка от бъдещото си място на главната последователност. От двата полюса бликат струи с ~200 km/s200\ \mathrm{km/s}.

🪐 Протопланетен диск

Около младата звезда остава диск от газ и прах – суровината за планети. ALMA засне през 2014 г. диска около HL Телец с пръстени и пролуки, издълбани от раждащи се планети.

2. Какво поддържа звездата

Свиването спира, когато в центъра стане достатъчно горещо (~10 млн. K) за на водород. Звездата влиза в хидростатично равновесие: тежестта на горните слоеве се уравновесява от налягането на горещия газ. Равновесието е като термостат. Ако синтезът се ускори, ядрото се нагрява и разширява, изстива – и синтезът се забавя. Ако се забави, ядрото се свива, нагрява – и синтезът се ускорява.

Т

Две времеви скали

Ако звездата свети само от свиването си, енергията стига за tKH≈GM2RLt_{\mathrm{KH}} \approx \frac{GM^2}{RL} – време на Келвин–Хелмхолц. Ако свети от превръщане на водород в хелий (освобождава се 0,7% от масата) и се изгаря ~10% от масата, енергията стига за tяд≈0,1⋅0,007⋅Mc2/Lt_{\text{яд}} \approx 0{,}1 \cdot 0{,}007 \cdot Mc^2 / L – ядрена времева скала.

Пример

Пресметнете двете времеви скали за Слънцето (M=1,99⋅1030 kg, R=6,96⋅108 m, L=3,83⋅1026 WM = 1{,}99 \cdot 10^{30}\ \mathrm{kg},\ R = 6{,}96 \cdot 10^8\ \mathrm{m},\ L = 3{,}83 \cdot 10^{26}\ \mathrm{W}).

  1. tKH=6,674⋅10−11⋅(1,99⋅1030)26,96⋅108⋅3,83⋅1026≈9,9⋅1014 s≈31t_{\mathrm{KH}} = \frac{6{,}674 \cdot 10^{-11} \cdot (1{,}99 \cdot 10^{30})^2}{6{,}96 \cdot 10^8 \cdot 3{,}83 \cdot 10^{26}} \approx 9{,}9 \cdot 10^{14}\ \mathrm{s} \approx 31 млн. години
  2. tяд=0,0007⋅1,99⋅1030⋅(3⋅108)23,83⋅1026≈3,3⋅1017 s≈10t_{\text{яд}} = \frac{0{,}0007 \cdot 1{,}99 \cdot 10^{30} \cdot (3 \cdot 10^8)^2}{3{,}83 \cdot 10^{26}} \approx 3{,}3 \cdot 10^{17}\ \mathrm{s} \approx 10 млрд. години
  3. Земята е на 4,5 млрд. години. През XIX в. лорд Келвин спори с геолозите и Дарвин, че Слънцето е само на десетки милиони години. Правото е било на геолозите – енергията идва от атомното ядро, за което Келвин не е знаел.

3. Животът след главната последователност

Когато водородът в ядрото свърши, синтезът продължава в тънък слой около хелиевото ядро. Ядрото без синтез се свива и нагрява, а – колкото и странно да е – обвивката се раздува и изстива. Звездата се превръща в . Ето как изглеждат пътищата на звезди с различни маси в :

Пътят на звездата в диаграмата на Херцшпрунг–Ръсел

Изберете маса и проследете живота на звездата. Обърнете внимание на лентата отдолу: почти целият живот минава на главната последователност, а всичко останало е кратък финал.

30 000 K10 000 K5000 K3000 K10⁻²110²10⁴10⁶L / L☉Днесвъзраст: 4,6 млрд. годиниT ≈ 5770 K, L ≈ 1 L☉R ≈ 1 R☉пунктирът е Слънцето днес
Начало на главната последователност
Днес
Бяло джудже

Дял на всяка фаза от целия живот (до последната точка)

Слънцето е изразходвало около половината водород в ядрото. Хелият е по-плътен, ядрото се свива и нагрява – затова светимостта бавно расте. Краят: бяло джудже от ~0,55 M☉.

О

Изродено вещество и хелиев проблясък

В ядрото на червения гигант електроните са натъпкани толкова плътно, че квантовата механика (принципът на Паули) им забранява да се сближат повече. Налягането им зависи от плътността, а не от температурата – това е изродено вещество. Когато при ~100 млн. K хелият се запали, ядрото се нагрява, но не се разширява и не се охлажда – термостатът не работи. За няколко минути синтезът избухва с мощност колкото на цяла галактика (хелиев проблясък), но цялата енергия остава в звездата.

Накрая звездата изхвърля външните си слоеве. Оголеното ядро – бъдещо с температура над 100 000 K – ги осветява с ултравиолетово лъчение и те светят като планетарна мъглявина (името е историческо – с планети няма нищо общо). Мъглявините Пръстен в Лира, Котешко око и Охлюв са сред най-красивите обекти, заснети от Хъбъл и JWST. Те живеят само ~20 000 години – миг в живота на звездата.

4. Масивните звезди и свръхновите

При звезди над ~8 M⊙8\,M_{\odot} ядрото е толкова горещо, че след хелия горят въглерод, неон, кислород и силиций. Звездата заприличва на лук – с концентрични слоеве, във всеки от които гори различно гориво. Всяка следваща фаза е по-кратка от предишната.

Звезда-лук и краят при желязото

Разрез на звезда от 25 M☉ малко преди смъртта ѝ (не в мащаб: желязното ядро е колкото Земята, а звездата – около 1000 R☉). Щракнете върху слой. Вдясно: колко здраво е свързан всеки нуклон в ядрото.

HeCNeOSiFeH2468MeV на нуклон141656120238масово число A (брой нуклони)⁴He²⁸Si⁵⁶Fe²³⁸Uсинтез → енергия← делене → енергияжелязо

Горене на Si → Fe, Ni. Нужна температура: 3,5 млрд. K. Продължителност в ядрото: 1 ден. Всяко следващо гориво дава по-малко енергия, а звездата губи все повече енергия чрез неутрино – затова фазите стават все по-кратки.

Пример

При колапса желязно ядро от 1,4 M⊙1{,}4\,M_{\odot} (2,8⋅1030 kg2{,}8 \cdot 10^{30}\ \mathrm{kg}) се свива до неутронна звезда с радиус 10 km. Оценете освободената енергия.

  1. E≈GM2/R=6,674⋅10−11⋅(2,8⋅1030)2104≈5⋅1046 JE \approx GM^2 / R = \frac{6{,}674 \cdot 10^{-11} \cdot (2{,}8 \cdot 10^{30})^2}{10^4} \approx 5 \cdot 10^{46}\ \mathrm{J}
  2. Това е колкото Слънцето излъчва за ~4⋅10124 \cdot 10^{12} години – стотици пъти възрастта на Вселената, – освободено за секунда.
  3. ~99% отлитат като неутрино, ~1% стават кинетична енергия на изхвърлената обвивка, а светлината на свръхновата е едва ~0,01%. И пак за седмици тя свети колкото цяла галактика.
Начална масаКрайКак
<0,08 M⊙< 0{,}08\,M_{\odot}Кафяво джуджеСинтезът на водород не започва. Тялото само изстива.
0,08–0,5 M⊙0{,}08\text{–}0{,}5\,M_{\odot}Хелиево бяло джуджеЧервените джуджета живеят трилиони години – нито едно още не е умряло.
0,5–8 M⊙0{,}5\text{–}8\,M_{\odot}Въглеродно-кислородно бяло джуджеЧервен гигант → планетарна мъглявина → бяло джудже. Така ще свърши и Слънцето.
8–25 M⊙8\text{–}25\,M_{\odot}Свръхнова → неутронна звездаЖелязното ядро колапсира в кълбо от неутрони с диаметър ~20 km.
>25 M⊙> 25\,M_{\odot}Свръхнова → черна дупкаЯдрото е толкова масивно, че нищо не може да спре колапса. Понякога звездата може да изчезне и без ярка свръхнова.

Границите са приблизителни – зависят от състава, въртенето и от това дали звездата е в двойна система. Какво точно представляват белите джуджета, и , ще видим в урока „Бели джуджета и черни дупки“.

5. Ние сме звезден прах

След във Вселената е имало само водород, хелий и малко литий. Всичко останало – въглеродът в клетките ни, кислородът, който дишаме, желязото в кръвта ни – е създадено в звезди и разпръснато в пространството от звездни ветрове и експлозии. От обогатения газ се раждат нови звезди и планети. Слънцето е звезда поне от трето поколение: то съдържа ~1,4% тежки елементи, а най-старите звезди в Галактиката – стотици пъти по-малко.

Откъде идват елементите

Цветът показва главния космически източник на всеки елемент (опростено). Щракнете върху елемент или върху източник в легендата.

1H2He3Li4Be5B6C7N8O9F10Ne11Na12Mg13Al14Si15P16S17Cl18Ar19K20Ca21Sc22Ti23V24Cr25Mn26Fe27Co28Ni29Cu30Zn31Ga32Ge33As34Se35Br36Kr37Rb38Sr39Y40Zr41Nb42Mo43Tc44Ru45Rh46Pd47Ag48Cd49In50Sn51Sb52Te53I54Xe55Cs56Ba57La58Ce59Pr60Nd61Pm62Sm63Eu64Gd65Tb66Dy67Ho68Er69Tm70Yb71Lu72Hf73Ta74W75Re76Os77Ir78Pt79Au80Hg81Tl82Pb83Bi84Po85At86Rn87Fr88Ra89Ac90Th91Pa92UГолемият взривКосмически лъчиУмиращи звезди с малка масаЕксплодиращи масивни звездиЕксплодиращи бели джуджетаСливане на неутронни звездиНестабилни

26. Желязо (Fe) – експлодиращи бели джуджета, експлодиращи масивни звезди

Желязото в кръвта ви: около две трети от него идва от експлозии на бели джуджета.

6. 🎯 Бърз тест

1 / 7
✓ 0

Защо звездите се раждат на групи, в купове?

7. 📝 Задачи за упражнение

0 / 0

Ниво А· Областен кръг

Ниво В· Национален кръг

Дробите – като 3/2, десетичните – със запетая.

Дробите – като 3/2, десетичните – със запетая.

Ниво С· Международна олимпиада

Дробите – като 3/2, десетичните – със запетая.

Дробите – като 3/2, десетичните – със запетая.

8. Обобщение

  • ✓ Звездите се раждат в студени молекулни облаци, по-масивни от масата на Джинс; колапсът трае ~tfft_{\mathrm{ff}}
  • ✓ Синтезът (tяд∼1010t_{\text{яд}} \sim 10^{10} г.), а не свиването (tKH∼3⋅107t_{\mathrm{KH}} \sim 3 \cdot 10^7 г.), захранва Слънцето
  • ✓ ~90% от живота – на ; после червен гигант (ядрото се свива, обвивката се раздува)
  • ✓ Звезди до ~8 M⊙8\,M_{\odot}: червен гигант → планетарна мъглявина → бяло джудже
  • ✓ Масивни звезди: H → He → C → Ne → O → Si → Fe, все по-кратко; желязото е краят
  • ✓ Колапс на ядрото → свръхнова тип II (99% от енергията в неутрино) → неутронна звезда или черна дупка
  • ✓ Тежките елементи са създадени в звезди, свръхнови и сливания на неутронни звезди – ние сме звезден прах

💡Интересен факт

Бетелгейзе е червен свръхгигант и ще избухне като свръхнова – може би утре, може би след 100 000 години. От 168 pc тя ще свети колкото полумесеца, ще се вижда денем и ще хвърля сенки нощем в продължение на седмици. За нас е напълно безопасна: опасно близки са свръхновите на под ~15 pc. А неутриното от нея ще пристигнат часове преди светлината – и детекторите по света ще предупредят астрономите да насочат телескопите си.