Морозов Александр Гавриилович (moralg) wrote,
Морозов Александр Гавриилович
moralg

Жизнь и смерть звезд.


      Этот пост - конспект к четвертому занятию по программе дополнительного курса по астрономии для средней школы. Он содержит описание процессов образования протозвезд, источников их энергии, классификацию звезд, схему водородно-гелиевого и гелиево-углеродного термоядерных циклов в их недрах, образование красных гигантов, сброс их оболочек и формирование белых карликов. О нейтронных звездах (пульсарах) и черных дырах звездных масс речь пойдет в конспекте к пятому занятию.

    1. Источники энергии звезд.
      При самогравитационном сжатии газово-пылевых облаков их потенциальная энергия уменьшается и наполовину превращается в кинетическую энергию молекул, то есть идет на нагрев этих облаков (другая половина идет в тепловое излучение). С ростом которого повышаются давление и температура газа (кТ ~ m VT*VT/2). Превращающаяся в протозвезду центральная часть облака нагревается быстрее и сильнее. В конечном счете центральная часть такой протозвезды существенно уплотняется и нагревается до состояния, в котором газ может находиться только в форме плазмы - смеси протонов, нейтронов, электронов и малой примеси ядер иных элементов (преимущественно гелия).

      Когда температура плазмы поднимается до нескольких десятков миллионов градусов кинетической энергии очень малой части протонов начинает хватать для преодоления сил электростатического отталкивания от других протонов вплоть до их взаимного соприкосновения. А в момент их соприкосновения вступает в работу "сильное взаимодействие", которое притягивает протоны друг к другу примерно в сотню раз сильнее, чем отталкивает электростатическое взаимодействие. Тем самым создаются условия для протекания реакций слияния легких ядер - реакций термоядерного синтеза. В основном в реакциях слияния двух дейтериев (D = p + n) или протона с тритием (T = p + n + n) в ядро гелия.

     Какая же энергия выделяется при слиянии двух протонов (пусть и в компании с нейтронами типа D + D или p + T)? Оказывается, эта энергия выделяется в основном в виде очень жесткого гамма-кванта. Энергия которого немногим меньше одного процента энергии покоя двух протонов. Или - энергии покоя полусотни электронов. Где под энергией покоя понимается знаменитая формула Эйнштейна (энергия покоя равна массе, умноженной на квадрат скорости света).

      2. Типы и классификация звезд.
      Массы образующихся звезд естественным образом зависят от масс исходных газово-пылевых облаков. Это приводит к различиям в типах звезд, отражаемым в такой диаграмме:



       На ней классы звезд помечены латинскими буквами: O, B, A, F, G, K. M. Разумеется, запомнить эту последовательность не просто. И английские студенты придумали мнемограмму: O, Be A Fine Girl, Kiss Me. В ходе изучения свойств звезд выяснилось, что ннаиболее яркие звезды класса О - самые массивные звезды (в пределе до 300 Ms, где Ms - масса нашего Солнца). Они имеют голубоватый цвет и температуру поверхности до 60000 и более градусов. Наше Солнце (G2) принадлежит классу "желтых карликов" с температурой поверхности около 6000 градусов, а наиболее тусклые карлики класса М имеют довольно низкую температуру поверхности.

      Чем массивнее звезда, тем сильнее ее поле тяготения. Тем сильнее степень ее самосжатия на стадии образования протозвезды. Тем выше температура в ее внутренних частях. Тем интенсивнее в ее недрах идет термоядерная реакция. Тем быстрее идет в ней выгорание водорода в гелий. Настолько, что чем массивнее звезда, тем короче период ее жизни. В смысле длительности периода выгорания в ней водорода в гелий.

      3. Гелиевый и углеродный термоядерные циклы в недрах звезд.
      Звезды большую часть своей жизни светят за счет энергии, выделяющейся в ходе простейшей термоядерной реакции - слияния ядер водорода (его изотопов) в ядра гелия. Для поддержания которой достаточно температуры в несколько десятков миллионов градусов в недрах звезд. Понятно, что в каждой звезде неизбежно наступит момент, когда почти весь водород в недрах звезды выгорит в гелий. И реакция прекратится. Что будет происходить в дальнейшем?

     Недра звезды начнут охлаждаться. И падающее из-за этого давление в них уже не сможет сдерживать их гравитационное самосжатие. Но при таком самосжатии часть высвобождающейся потенциальной энергии вещества звезды идет на его нагрев. И когда температура недр звезды достигнет примерно сотни миллионов градусов, в них начнутся другие термоядерные реакции. Главные из которых по конечному результату - слияние ядер водорода и гелия в ядра углерода и частично азота и кислорода.

     На этой стадии, длительность которой существенно короче водородно-гелиевой, звезда раздувается и становится красным гигантом (в случае достаточно массивных звезд - красным сверхгигантом). Чтобы дальнейшие рассуждения были наглядными, нарисуем на фоне приведенной выше картинки классификации звезд "O, Be A Fine Girl, Kiss Me" схему их смерти:

Смерть звезд

      Из этой схемы видно, что умеренно массивные звезды (классов F, G, K) после весьма быстротечной стадии красного гиганта вспыхивают как "Новые". И, сбросив достаточно массивную оболочку, они превращаются в Белые карлики. Длительность стадии красного гиганта практически равна промежутку времени, в течение которого гелиевые недра звезды в ходе второго термоядерного цикла превращаются в основном в углеродные. У нашего Солнца первый термоядерный цикл (водородно-гелиевый) должен длиться примерно 10 млрд. лет. Половина которого уже в прошлом. А второй (гелиево-углеродный) цикл - в десятки раз короче.

      4. Белые карлики.
      Белый карлик - устойчивый тип "мумии" звезды умеренной массы. Их массы не превышают, как правило, 1,3  массы Солнца. Причина их устойчивости в том, что их дальнейшему гравитационному самосжатию и соответствующему повышению температуры в их недрах препятствует давление вырожденного электронного газа. Природу этой вырожденности мы обсуждать здесь не будем. Отметив лишь, что в белых карликах в объеме, занимаемом обычным атомом, умещается до нескольких сотен тысяч - миллиона электронов. И столько же протонов.

     Температура в недрах белых карликов недостаточна для термоядерных реакций, в ходе которых ядра углерода и других элементов второй строчки таблицы Менделеева могли бы превратиться в ядра с элементов третьей и следующей строчек этой таблицы. Типичный размер белого карлика примерно равен размеру Земли. А поскольку диаметр Земли в сотню раз меньше диаметра Солнца, то типичная плотность вещества белого карлика - несколько тонн в кубическом сантиметре.

     Ближайший к нам белый карлик - видимый только в приличный телескоп спутник Сириуса, весьма близкой к нам и самой яркой звезды на нашем небосклоне.

Tags: Астрономия-11
Subscribe

Recent Posts from This Journal

  • Чем могу быть полезен?

    Политические, экономические и светские события обсасывают многие блогеры. На этой поляне я практикую воздержание. Не потому, что нечего сказать.…

  • Перелом 10-й недели...

    Уже десятую неделю катится по России волна звонков о заложенных бомбах в вокзалах, ТРЦ, школах и далее везде. Почти в двух сотнях городов 75…

  • Наконец-то вред марихуаны доказан...

    Медики из штата Колорадо (США) утверждают, что зафиксировали первый в мире смертельный случай, вызванный передозировкой марихуаны. Исследование…

promo moralg август 15, 08:00 11
Buy for 20 tokens
То, что и алмаз и графит состоят из атомов углерода - все мы знаем еще со школы. Но с тех пор мы узнали про графен, являющийся "простыней" из слоя углерода толщиной в один атом, про нанотрубки, являющиеся свернутыми в трубки листами графена, а также про фуллерены, оказавшиеся…
  • Post a new comment

    Error

    default userpic
    When you submit the form an invisible reCAPTCHA check will be performed.
    You must follow the Privacy Policy and Google Terms of use.
  • 2 comments