Звезды

1. Обычная единица массы в звездной астрономии - это «масса Солнца», равная массе нашего Солнца.

Ну и дела, я всегда думал, что это были газовые шары,
горящие миллиарды миль.

--Pumbaa

кликните сюда

для видеоклипа объемом 1,9 МБ в формате RealVideo

Обычная единица массы в звездной астрономии - это «масса Солнца», равная массе нашего Солнца.

Вы также можете посмотреть на Дэвисона Сопера звездная астрономия ,

Известно, что звезды похожи на наши солнце (которая сама по себе звезда). Это «газовые шары, сжигающие миллиарды миль». Мы знаем больше о строении Солнца, чем о любой другой звезде, потому что мы ближе!

Солнце составляет около 75 мас.% Водорода и 25% гелия; другие элементы («металлы» по астрономам) составляют около 0,1%. Если бы Солнцу позволили разрушиться под его собственной массой, оно уменьшилось бы до сферы размером с Землю. Но это не так, из-за энергии, производимой ядерными реакциями в его ядре.

Когда уран-238 распадается, испуская альфа-частицу, это потому, что две дочери (ядра тория-234 и гелия-4) более стабильны, им требуется меньше энергии, чтобы удержаться вместе, чем исходные 238 U. Таким же образом, когда делятся плутоний-239 или уран-235, это потому, что дочери тратят меньше энергии, чтобы удержаться вместе, чем исходное ядро. Вы можете продолжать получать энергию от разрушения ядер, пока не достигнете железа-56, хотя на практике процесс останавливается вокруг висмута-209 или свинца-208. Но 56 Fe слишком устойчив, чтобы разбить его на части.

Таким же образом, вы можете получить энергию путем слияния меньших ядер в более крупные; Требуется больше энергии, чтобы удержать маленькие ядра вместе, чем более крупные - снова, пока вы не достигнете 56 Fe. После этого вы должны подавать энергию для синтеза.

Эти две тенденции изображены на рисунке 14.27 и объяснены далее на страницах 351-353.

Солнце использует эту тенденцию, превращая водород в гелий в его ядре, под огромным жаром и давлением:

Последовательность, в которой это происходит:

Мы не можем выполнить эту конкретную последовательность на Земле, потому что мы не можем получить достаточно высокие температуры и давления, поэтому мы закорачиваем процесс, комбинируя 2H (дейтерий) и 3H (тритий):

Однако этот процесс производит нейтроны, которые могут сделать другие атомы радиоактивными (нейтроны ударяются о стабильные атомные ядра и производят ядра, у которых слишком много нейтронов для протонов).

Гамма-лучи от реакций синтеза в ядре Солнца проникают сквозь тело Солнца, теряя энергию и, следовательно, частоту (помните, E = hf ) на всем пути, пока они не выходят из Солнца как (в основном) фотоны видимого света. Звезды не разрушаются, потому что большое количество энергии, генерируемой в их ядрах, заставляет их расширяться (как любой другой горячий газ). Это «энергетическое давление» - вот что делает звезды такими большими.

Мы можем знать несколько вещей о звездах от их наблюдения:

• Мы можем определить температуру поверхности по цвету (излучение черного тела!).
• Мы можем сказать, как ярко они выглядят; это называется кажущейся величиной .
• Если нам повезет, мы можем использовать триангуляцию, чтобы напрямую измерить, как далеко они находятся.
• Если у звезды есть звезда-компаньон (она называется двойной звездной системой и не упоминается в классе, но обсуждается в вашем учебнике), мы можем получить хорошее представление о ее массе.
• Если мы знаем массу звезды и температуру поверхности, мы можем сделать хорошую оценку ее собственной светимости или абсолютной величины . Это, в свою очередь, позволяет нам правильно оценить расстояние до звезды, поскольку воспринимаемая яркость уменьшается как квадрат расстояния. (Вообразите 100-ваттную лампочку на расстоянии 10 футов. Теперь поставьте ее на расстоянии 300 футов, длина футбольного поля. Воспринимаемая яркость уменьшается с расстоянием!)

Когда мы начинаем строить цвета звезд (или температуры поверхности, что одно и то же) по абсолютным величинам звезд, мы получаем диаграмму Герцшпрунга-Рассела (см. Стр. 711 в вашем учебнике).

Нажмите на диаграмму HR, чтобы обсудить некоторые особенности звезд и то, как мы их знаем.

Большие, массивные звезды горят быстрее и горячее, имеют более высокие температуры поверхности и появляются в левом верхнем углу; маленькие, светлые звезды горят медленнее и холоднее, имеют более низкую температуру поверхности и появляются в правом нижнем углу. Это потому, что большие звезды должны генерировать больше энергии, чем Солнце, чтобы удержаться от коллапса - что делает температуру поверхности выше - и маленькие звезды не должны генерировать столько энергии, сколько Солнце - что делает температуру поверхности ниже.

Кривая, соединяющая верхний левый и нижний правый угол, - это то место, где падает большинство звезд, и называется главной последовательностью . Солнце находится в желтой части Главной последовательности, между Спектральным классом F и G, при яркости = 1. Звезды вдоль главной последовательности располагаются от красные карлики при солнечной массе 0,1-0,8 , чтобы желтые звезды как наше Солнце , чтобы синие гиганты при 10 солнечных массах или больше , Жизнь вдоль главной последовательности описывается Дэвисоном Сопером.

«Спектральный класс» соответствует не только цвету, но и другим особенностям спектра, и классы были названы в начале 20-го века. Классы O, B, A, F, G, K и M; Мнемоника показывает, какой была культура астрономии в то время: « О, ч е б ь, з д е л ь, к ь м ё».

Но есть некоторые аномалии:

• В левом нижнем углу есть звезды: они имеют высокую температуру поверхности и, следовательно, высокую яркость на единицу площади; но их абсолютные величины очень малы. Поэтому их поверхности должны быть намного меньше, чем обычно, и эти звезды называются белыми карликовыми звездами .
• В центре справа есть звезды: они имеют низкую температуру поверхности и, следовательно, низкую яркость на единицу площади; но их абсолютные величины велики. Поэтому их поверхности должны быть больше, чем обычно, и эти звезды называются красными или желтыми гигантскими звездами .
• В верхней части диаграммы есть звезды, особенно в правом верхнем углу: они имеют более низкую температуру поверхности и, следовательно, более низкую яркость на единицу площади; но их абсолютные величины огромны . Поэтому их поверхности должны быть намного больше, чем обычно, и эти звезды называются супергигантскими звездами .

Эти звезды не вписываются в схему, которую мы разработали для Главной последовательности; маленькие звезды должны быть холодными и красными; большие горячие и синие! Но это имеет смысл, если мы сделаем одно предположение: звезды не вечны.

Звезда работает, смешивая водород с гелием в своем ядре. Он может делать это довольно медленно (как красный карлик, который может гореть в течение 100 миллиардов лет) или очень быстро (как синий гигант, который живет всего 1-100 миллионов лет). Но в конце концов звезда истощится от водорода. Что тогда?

Гелий, будучи более плотным, чем водород, накапливался в ядре звезды; водород сгорает в оболочке вокруг ядра, делая звезду более горячей на поверхности. Когда ядро ​​гелия сжимается, оно нагревается; это заставляет водородную оболочку гореть горячее, и внешние слои начинают расширяться.

В конце концов, гелий может стать настолько горячим и плотным, что начнет плавиться, превращаясь в углерод и кислород. Поскольку ядро ​​теперь горячее, внешние слои звезды расширяются, и по мере расширения они охлаждаются; В результате получается красная гигантская звезда .

Для несколько иного обсуждения см. Описание Дэвисона Сопера ,

Кстати, углерод и кислород необходимы для жизни. Они образованы серией из трех последовательных слияний в ядрах красных гигантских звезд:

1. 4He + 4He → 8Be
2. 8Be + 4He → 12 C
3. 12 C + 4He → 16 O

8Be не очень стабильное ядро, но оно живет достаточно долго, чтобы получить удар от другого 4He, так что образуется углерод. Но углерод является стабильным ядром, и поэтому он может бесконечно ждать следующего столкновения 4He. Почему не весь углерод превращается в кислород?

Так получилось, что энергии в ядре типичного красного гиганта недостаточно, чтобы заставить ядро ​​гелия прилипать к углероду; требуется немного больше энергии, что менее распространено, чем столкновения, которые образуют углерод. Так углерод накапливается.

Большая часть углерода попадает на поверхность звезды путем конвекции и уносится сильными звездными ветрами, так что многие красные гиганты («углеродные звезды») окружены облаками газа, богатого углеродом. Другие, менее распространенные, называемые «кислородными звездами», имеют достаточно энергии, чтобы превратить углерод в кислород и выбросить кислородные облака. Этот углерод и кислород, как и монооксид углерода, очень распространен в межзвездном пространстве и является частью материи для создания новых звезд и новых солнечных систем.

Но если бы звезды могли быть даже немного больше, чтобы сжечь гелий, не было бы углерода - и, следовательно, жизни - потому что весь углерод превратился бы в кислород. Если бы бериллий-8 не держался вместе даже в течение короткого времени, углерода бы не было ... см. Дискуссия Аль Шредера этого конкретного процесса.

Звезды размером с Солнце останавливаются у углерода; звезды больше Солнца могут сжигать углерод и кислород с образованием магния, кремния и серы вплоть до 56 Fe (железо-56). Но это останавливается там. Вы получаете энергию от слияния легких элементов. Но если вы пытаетесь соединить 56 Fe, вы должны вкладывать энергию . Так что слияние прекращается. Смотрите описание Дэвисона Сопера Старые звезды , Когда слияние прекращается, не остается ничего, что могло бы удержать звезду от коллапса под действием собственного веса, и это происходит так: звезда, масса Солнца может сжаться до размера шара, равного Земле! Он не останавливается, пока электроны его атомов не соприкасаются с атомными ядрами. Быстрое сжатие приводит к нагреву, так же как ваша велосипедная шина нагревается, когда вы накачиваете ее, и поверхность этих мелких предметов светится раскаленным докрасна. На самом деле они белые карлики , Внешние слои бывшего красного гиганта обычно выбрасываются в процессе сжатия, в результате чего появляются красивые объекты, называемые планетарные туманности ,

Что происходит со звездами в конце их жизни? Как мы отмечали выше, звезда начнет накапливать гелиевый «пепел» в своем ядре, с водородом, сливающимся в оболочке вокруг ядра. По мере того, как ядро ​​накапливает больше гелия, оно становится тяжелее и плотнее, а значит, и горячее, и тепло заставляет водород в оболочке гореть быстрее. Звезда выделяет больше энергии.

На самом деле, наше Солнце сейчас ярче, чем было давным-давно, и будет еще ярче; ожидается, что Земля станет необитаемой примерно через 2 миллиарда лет, задолго до того, как Солнце войдет в стадию красного гиганта. В конце концов, ядро ​​гелия достаточно нагреется, чтобы воспламениться, и сплавить гелий с углеродом и / или кислородом. Внешние слои звезды сильно нагреваются, сильно расширяются и охлаждаются от расширения; В результате получается красная гигантская звезда . Предположительно, действительно маленькие звезды красного карлика не смогут сжигать гелий; в конце концов они просто исчерпают водород и превратятся в белых карликов. Но маленький красный карлик еще не успел исчерпать водород, не за всю историю вселенной! Для звезд, имеющих массу Солнца, углерод является пределом; и для звезд примерно до 2 солнечных масс или около того кислород является пределом. Углерод / кислород "пепел" просто накапливается в ядре, когда гелий заканчивается. Ближе к концу гелий, как полагают, горит очередями; эти взрывы (фейерверки в звездном масштабе!) раздувают внешние слои звезды, образуя красивый газовый шар, называемый планетарная туманность , То, что осталось, называется звездным остатком .

Небольшой звездный остаток (менее 1,4 солнечных масс) разрушится в белый Гном , Коллапс звезды под собственным весом останавливается тем фактом, что ее электроны хотят оставаться вне своих ядер. Но что происходит со звездами, которые больше этого?

1,4 солнечной массы называется пределом Чандрасекара ; Субрахманян Чандрасекхар поделился 1983 Нобелевская премия по физике за его работу по теории звезд белого карлика. Звездные остатки размером более 1,4 солнечных масс имеют слишком большое гравитационное давление в своих ядрах. Электроны сжимаются прямо в протоны, и остается гигантское атомное ядро, почти полностью состоящее из нейтронов (на поверхности есть несколько протонов и электронов). Это называется нейтронная звезда , Большинство маленьких звезд (менее 2-5 солнечных масс) на последних стадиях красного гигантизма раздувают достаточно массы, чтобы удерживать себя в пределах Чандрасекара, равного 1,4 солнечным массам. Большие звезды делают что-то еще ... они взрываются!

Очень большая звезда (10-100 солнечных масс или даже больше!) Обладает достаточной массой, чтобы не останавливаться при сжигании гелия. В конце концов, по мере накопления золы углерода / кислорода в его ядре (и гелий горит в оболочке вокруг ядра углерода / кислорода, а вокруг него горит водород), температуры и давления повышаются до точки, в которой углерод и кислород будут также сжечь; пепел от этого горения накапливается до тех пор, пока он не воспламеняется, и пепел от этого накапливается до тех пор, пока он не воспламеняется, пока у вас не появятся оболочки с более тяжелыми ядрами, сжигающие (и вдавливающие) ядро ​​из 56 Fe (железо-56).

Но, как отмечалось выше, 56Fe не сгорит . Чтобы сжечь 56Fe, вам нужно вложить энергию , чтобы синтез в ядре звезды прекратился. Когда зола 56Fe накапливается, она сжимается все больше и больше (и нет никакого синтеза, чтобы обеспечить внешнее давление!), Пока он, наконец, не разрушится. Ядро может развить давление, достаточное для воспламенения 56Fe ( поглощая гравитационную энергию и ускоряя коллапс!) Или нет, но в любом случае происходит внезапный катастрофический коллапс ядра.

Когда ядро ​​разрушено, каждый последующий слой также разрушается вовнутрь. Но основной эффект связан с тем, что в некоторых отношениях ядро ​​ведет себя как резиновый шарик. Когда ядро ​​падает на себя, электроны и ядра сжимаются в нейтроны, и даже нейтроны сжимаются друг в друга - но они отталкиваются! и ядро ​​фактически отскакивает наружу. Ударные волны от коллапса и отскока (оба являются сферическими) встречаются и усиливаются, и звезда очень быстро разрывается на части в том, что называется Тип II Сверхновая , Во время взрыва достаточно энергии, чтобы сплавить железо со всеми элементами, вплоть до урана и за его пределами. Это вещество распространяется, по крайней мере, с 80% первоначальной массы звезды, в огромной туманности, называемой остатком сверхновой .

Если звездный остаток (на самом деле просто ядро ​​бывшей звезды) маленький, он станет белым карликом или нейтронной звездой. Но если звездный остаток больше, чем 3 солнечные массы, гравитация преодолевает все, и звезда падает на нет! Остается только гравитация! Это могущественное странное положение вещей называется черная дыра , Черные дыры обсуждаются в вашем тексте.

Роберт Немирофф опубликовал несколько виртуальные поездки к нейтронным звездам и черным дырам с объяснениями того, что вызывает довольно странные вещи, которые вы увидите. Но что, если звездный остаток является частью системы со множеством звезд? Ну, звездные остатки имеют довольно интенсивную поверхностную гравитацию (опять же, см. Ваш учебник, глава 29!). Это означает, что они обычно привлечь хоть какой-то материал от другой звезды на их поверхности.

1. Если звездный остаток находится в близких двойных отношениях с другой нормальной звездой, гравитация остатка будет сосать материю с поверхности своего спутника. Обычно это создает аккреционный диск , как показано справа.
2. Если звездный спутник остатка является черная дыра вот и все, что вы видите. Вы получаете постоянный поток рентгеновских лучей с редкими вспышками рентгеновских лучей, когда большие скопления вещества с аккреционного диска попадают в черную дыру.
3. Но если остаток представляет собой белого карлика или нейтронную звезду, вы накапливаете вещество (в основном, водород, поскольку оно пришло из внешних слоев спутника!) На поверхности звездного остатка. В конце концов, у вас достаточно материала, который он воспламеняет под действием собственного гравитационного давления (и тепла от звездного остатка). Это зажигание называется новая звезда ,
4. Если остаток является белым карликом, на его поверхности может накопиться достаточно вещества, чтобы углеродное ядро ​​карлика стало горячим и достаточно плотным, чтобы воспламениться. Это вызывает мощный взрыв, Тип Ia Сверхновая Разносит белого карлика на части.

Похожие