Светът на физиката Еволюция на звездата - масата решава

Dirk H. Lorenzen 24 януари 2005 г.

Колко ярка звезда блести, колко дълго съществува и какво е останало от нея по-късно, в крайна сметка зависи само от един параметър: неговата маса.

Звездите се състоят от около три четвърти водород, четвърт хелий и много малка част от по-тежки елементи като въглерод, кислород или злато. Това важи и за нашето слънце. Вътре водородът се слива с хелий при около 15 милиона градуса по Целзий. Четири водородни ядра образуват хелиево ядро, но крайният продукт, хелиевото ядро, е малко по-лек от изходния материал, четирите водородни ядра. Тази малка разлика в масата се преобразува директно в топлина и светлина - според известната формула на Айнщайн: \ (E = mc ^ 2 \) (енергията е равна на масата, умножена по скоростта на светлината на квадрат).

Изгарянето на водорода

Всяка секунда 600 милиона тона водород се топят в 594 милиона тона хелий в центъра на слънцето. Слънцето превръща шест милиона тона материя в чиста енергия всяка секунда и става шест милиона тона по-леки всяка секунда. Не трябваше ли да е изразходвала доставките си отдавна? В никакъв случай през почти петте милиарда години от своето съществуване слънцето не е загубило дори една хилядна от своята маса.

Звездно поле в съзвездието Стрелец

Излъчването на слънчева енергия може да изглежда разточително, но има достатъчно гориво: Според теоретичните модели слънцето е само на средна възраст. Той ще свети още пет милиарда години. Едва тогава се изразходва по-голямата част от водорода вътре. След като „водородното изгаряне“ приключи, краят на звездата не е далеч. Вярно е, че хелиевите предпазители образуват по-тежки елементи, които от своя страна образуват още по-тежки елементи. Но тези процеси вече не са много ефективни - звездата бързо изчерпва горивото си.

Колко дълго продължава изгарянето на водорода зависи от масата. Защото звезда с двойно по-голяма маса от слънцето не грее два пъти по-ярко, а около осем пъти по-ярко от слънцето. Количеството енергия, излъчвано от звезда, се увеличава приблизително с третата степен на масата на звездата \ (M \), така че светимостта е пропорционална на \ (M ^ 3 \). Колко силна е тази връзка зависи от своя страна от масата на звездата. Звезда с трикратна слънчева маса грее почти 27 пъти (три пъти три пъти три) по-ярко от слънцето.

Еволюцията на звездите зависи силно от първоначалната маса. Звезди с повече от пет до осем слънчеви маси (някои звезди имат почти сто слънчеви маси) експлодират като свръхнова в края на живота си. С тези гигантски експлозии външните слоеве на звездата се изхвърлят в космоса, ядрото се срутва в неутронна звезда или черна дупка. Свръхнови има и в звезди с по-ниска маса, но само в определени бинарни звездни системи.

Експлозивен край

Звездите с големината на Слънцето, от друга страна, изгарят доста нерегистриращо - и то доста дълго време. Звезда с десетократна маса на слънцето свети около 4000 пъти по-ярко от слънцето, но продължителността на живота й е сравнително кратка: свърши след по-малко от петдесет милиона години. Слънцето, от друга страна, е на малко повече от десет милиарда години. Звезда със само една десета от слънчевата маса блести с по-малко от една хилядна от светимостта на Слънцето - и това за повече от сто милиарда години. Следователно всички звезди във Вселената с по-малко от три четвърти от слънчевата маса трябва да съществуват във всеки случай, тъй като продължителността им на живот надвишава световната възраст от около 13,7 милиарда години, приета днес.

От тегловния клас на слънцето или точно над него, редица звезди вече са прекратили основния си огън и са запълнили пространството с красиви мъглявини. След около пет милиарда години нашето слънце също ще набъбне, далеч извън земната орбита. Повърхността се охлажда и слънцето вече не грее жълто-бяло, а червеникаво - превърнало се е в червен гигант. Останалото гориво остава вътре, изгаря все по-бързо и слънцето най-накрая преминава в нестабилна фаза, трепти и пулсира за известно време. Излъчването отвътре изхвърля все повече и повече материя от тънките външни слоеве навън в планетарната система и по-нататък в космоса. Този така наречен звезден вятър кара слънцето да губи почти половината от масата си.

В останалата част от слънцето енергийният източник в крайна сметка ще изсъхне и без радиационното налягане отвътре звездата ще се свие до бяло джудже. Този малък, много горещ обект е с размерите на земята, но съдържа добра половина от слънчевата маса. Бялото джудже се охлажда в продължение на милиарди години. През първите няколко хиляди години той все още стимулира изпускането на газ преди да свети: слънцето ще бъде бяло джудже с красива мъгла за известно време - а в средата му земята, която след това ще бъде необитаема.

Много отворени въпроси

Това е теорията. Но никой не знае колко добре се разбира наистина звездната еволюция. Основната идея може да е правилна и еволюцията на звездите със сигурност се разбира по-добре от формирането на звездите - но много, много подробности все още са неясни:

Каква роля играе въртенето на звезда?
Някои звезди пулсират, което означава, че те редовно се надуват и свиват малко. Как този феномен влияе на по-нататъшното развитие на звездата? Звездите имат пулсираща фаза няколко пъти в живота си?
Кога и как се получава конвекцията? С конвекция мехурчета горещ материал се издигат, охлаждат и потъват обратно във вътрешността на звездата - като във вряща вода на плота на печката. Енергията се пренася вътре в звездите чрез радиация и конвекция. Точните подробности все още са до голяма степен неясни.
Звездният вятър създава допълнителни проблеми - тъй като при такъв вятър звездата издухва части от външните си слоеве в космоса. Така че звездата губи маса.
Магнитните полета със сигурност играят основна роля в образуването и развитието на звездите (слънцето има силно и много сложно магнитно поле, което може да бъде разпознато от слънчевите петна, наред с други неща).
И как всички тези явления зависят от масата на звездите?

Докато всички тези неща не се разбират, информацията за възрастта на звездите може да бъде направена само много несъвършено. Възрастта на кълбовидните клъстери е често споменавана долна граница за възрастта на Вселената - въпреки че често се забравя, че информацията за възрастта на кълбовидните клъстери варира между 11 и 15 милиарда години. Ако образуването и еволюцията на звездите бяха по-добре разбрани, възрастта на звездите също би могла да бъде оценена много по-добре.