Краят на звездите - екстремни явления

Материал, направен от Раду Андрей - ученик от 11 клас в Национален колеж „Николае Бълческу“ в Браила и носител на златния медал на Международната астрономическа олимпиада 2016 г.

Звездите винаги са очаровали хората. От древността внимателното наблюдение на небесния свод е довело до основаването на науката, която днес познаваме като АСТРОНОМИЯ. Повечето звезди изглеждаха фиксирани върху сфера, която се върти около Земята - това е един от първите модели, опитващи се да опишат Вселената.

След това, след като геоцентричната теория загуби достоверността си, хората осъзнаха, че нашето място във Вселената по никакъв начин не е централно или специално. Слънцето, източникът на светлина и топлина, без който животът би бил невъзможен, е само една от безбройните звезди, разпръснати в пространството.

Тези модели имат общо предположение, което е продължило дълго време, но което е напълно неправилно: звездите винаги са греели и ще продължат безкрайно. С други думи, Вселената е безкрайна във времето (а защо не и в пространството). Годините показаха, че това не е така. Днес знаем, че енергията на звездите се дава главно от сливането на водорода в хелий.

Ядрените реакции са особено ефективни при производството на енергия: един грам водород може да захрани хиляди крушки за повече от година! Тъй като звездата има само ограничено (макар и огромно!) Количество ядрено „гориво“, очевидно е, че животът й ще свърши в един момент. Както ще видим, този процес е абсолютно необходим за появата на живота такъв, какъвто го познаваме.

Фази на Слънчевата система: Облак от газ се свива под собственото си тегло. От това се образуват Слънцето и планетите. Милиарди години по-късно звездата става гигант и временно поглъща няколко планети, преди да се превърне в бяло джудже.

Звездата е очарователен обект: нейният размер или температура и налягане в центъра са понятия, трудни за представяне дори за тези, които работят с тях. Но истинските екстремни явления се случват, когато обикновената ядрена активност престане и звездата умре. Така че нека да видим какво се случва в този случай и какво е останало след звезда.

Бяло джудже

Най-важната характеристика на звездата е нейната маса, количеството материя, от която е изградена. Той диктува температурата, размера, яркостта, структурата и накрая еволюцията и съдбата на звездата. Нека започнем с обсъждане на звезди с относително малка маса (по-малко от 10 слънчеви маси).

Както казах, реакцията на ядрен синтез, която дава енергията на звездите, произвежда хелий. Той е по-плътен от водорода и се натрупва в центъра. В един момент, когато хелиевата сърцевина стане твърде голяма, тя започва да се свива под собственото си тегло. Това се нагрява и в същото време "изтласква" горните слоеве на звездата навън.

По контраинтуитивен начин външната страна на звездата претърпява дори противоположни трансформации на тези в ядрото: тя се разширява и охлажда, придобивайки червен цвят. Следователно звездата получава името на червения гигант в тази фаза от своята еволюция. Интересно е да си спомним, че, може би изненадващо, звездите, които имат "студени" цветове (например синьо), са най-горещите в действителност, а тези, които ни се появяват в "топли" цветове (жълто, оранжево, червени) всъщност имат най-ниските температури.

От този момент звездите, по-малки от Слънцето, изтласкват външните си слоеве толкова далеч, че вече не могат да се считат за съставни части на звездата; те се превръщат в облаци от космически газ. Остава само горещото хелиево ядро, което продължава да излъчва енергия навън и се нарича бяло джудже.

Част от тази енергия се абсорбира от изхвърления в космоса чист газ, който от своя страна се загрява и осветява. Така се раждат планетарните мъглявини (които обаче нямат нищо общо с планетите: името е дадено погрешно, когато обектите са били открити и са останали такива). Вместо това звездите, сравними със Слънцето или по-големи, започват нова реакция на сливане на хелий в по-тежки елементи. По този начин размерът и температурата на звездата се нормализират, докато хелийът не свърши, след което историята се повтаря.

Този път газовите облаци, съставляващи мъглявината, ще съдържат и тези по-тежки елементи, които не са открити в разгледания по-горе случай. След като бялото джудже остане без енергия, то се охлажда и се превръща в маса инертен газ.

Свръхнови и неутронни звезди

Налягането и температурата в центъра на звездата се увеличават с нейната маса. По този начин, ако имаме работа с обекти от порядъка на десетки или стотици слънчеви маси, екстремните условия в центъра могат да "принудят" хелия и други по-тежки елементи да претърпят реакции на синтез дори преди края на водорода. Така звездата ще изглежда като лук: тя ще бъде съставена от няколко слоя, в които протичат различни реакции.

Започвайки отвън, водородът се превръща в хелий, след това хелий във въглерод и така нататък до желязна сърцевина. По енергийни причини, посочени от ядрената физика, желязото е най-трудният елемент, до който може да се достигне чрез тези реакции (както знаете, много тежки елементи като уран се подлагат на обратния процес: делене - масивни ядра се „разбиват“ на по-малки).

В даден момент желязото страда от същия проблем като хелия в малките звезди: собственото му тегло е твърде силно и балансът на звездата е разрушен. Точните механизми, по които еволюцията продължава, все още са обект на изследване, но като цяло атомните ядра в центъра на звездата се разпадат на протони и неутрони, протоните се комбинират с електрони, за да образуват повече неутрони и се освобождава невъобразимо количество енергия.

Най-горните слоеве на звездата се изтласкват силно навън, при експлозия от 10 29 (сто милиарда милиарда милиарда!) Пъти по-енергични от най-мощните атомни бомби, построени някога. В тях се образуват елементи, по-тежки от желязото, които преди не са съществували.

По-малко от 1% от освободената енергия се превръща в светлина и кинетична енергия на изхвърлените газове. Останалите 99% се губят под формата на неутрино, частици, които взаимодействат почти напълно с материята и по този начин са особено трудни за идентифициране. Интересното е, че те пристигат преди светлината от свръхновата и по този начин могат да ни предупредят предварително за експлозията и могат да посочат местоположението му.

След експлозията звездата продължава да свети ярко в продължение на няколко дни, дори седмици и може да остане видима с просто око (макар и по-малко интензивна) няколко месеца подред. Газовете, евакуирани от експлозията, стават горещи и ярки, пораждайки грандиозни мъглявини при непрекъснато разширяване. Мъглявината Рак е следа от свръхновата от 1054 г., която е записана от китайските астрономи като „второ слънце“.

Неутронната звезда има плътността на атомното ядро, изключително е гореща и се върти много бързо.

Звездното ядро, което изостава, обикновено е твърде тежко, за да се превърне в бяло джудже (по-голямо от 1,4 слънчеви маси) и се превръща в невероятно плътна неутронна звезда. За сравнение, плътността му е 200 милиарда милиарда пъти по-висока от тази на оловото.

Екстремните условия дават интересни свойства на стелата: неутроните образуват фрикционна течност (свръх течност), която също е свръхпроводяща. Такива обекти имат силни магнитни полета и могат да се въртят стотици или дори хиляди пъти в секунда. Следователно те излъчват много интензивно електромагнитно излъчване, което достига до нас под формата на импулси, а звездите са известни като пулсари.

Черни дупки

Понякога ядрото, останало след експлозията, е твърде тежко дори да бъде неутронна звезда (тази горна граница е около две слънчеви маси) и по този начин се образува черна дупка: обект, толкова масивен и плътен, че нищо, дори светлината не може да напусне повърхността му (оттук и името му).

Той извива пространство-време около себе си и поражда изненадващи релативистки ефекти:

променя траекториите на светлинните лъчи, които преминават твърде близо до него, като се държи като леща (явлението се нарича „гравитационна леща“);
времето минава по-бавно в близост (ефект, предвиден от обобщената теория на относителността)
тя се измества, за да зачерви светлината, идваща от близо до нея.

Масивен обект - като неутронна звезда или черна дупка - изтегля газ от съседна звезда, за да образува акреционен диск.

Може да се запитаме: ако нищо не може да избяга от тази черна дупка, тогава как да я открием? Първо, чрез гравитационните влияния върху околната среда. Ако в близост до черна дупка има звезда, газът в нейния състав се привлича към черната дупка и протича процесът на натрупване.

Това освобождава огромно количество енергия; ефективността на този процес е значително по-висока, отколкото в случай на ядрен синтез и следователно яркостта на акрецията на черна дупка е много по-висока от тази на звездата. Всъщност те се считат за най-ярките обекти във Вселената - квазарите.

Второ, чрез квантовите ефекти черните дупки имат собствена радиация - радиация на Хокинг - чрез която те губят маса и се изпаряват. С негова помощ можем да изчислим температурата на такъв обект, която е от порядъка на няколко Келвина (под -270 ° по Целзий, в сравнение със звезди, които имат повърхностни температури от хиляди градуса).

В много редки случаи, когато две черни дупки се сблъскат, те излъчват гравитационни вълни (като тези, за които широко се говори в науката и технологиите ). Черните дупки са невероятни обекти, които предлагат и други изненади освен изложените тук. Каня ви да ги откриете сами!

Вместо заключение

Видях, че дори звездите, тези очарователни обекти, умират. Това е жизненоважен процес, тъй като елементи, по-тежки от хелия, се произвеждат само от тях и по друг начин не могат да достигнат космоса, за да образуват планети, органични съединения и живот. Земята се състои точно от такива остатъци от отдавна изчезнала звезда. Всъщност всички ние сме звезден прах!