Ученые предлагают новое понимание жизни массивных звезд. Рассказываем главное

Мощные звезды — это те, которые приблизительно в 10 раз больше массы Солнца. Они появляются еще пореже, чем их маломассивные аналоги. Но конкретно мощные звезды заносят больший вклад в эволюцию звездных скоплений и галактик. Рассказываем, почему их весьма принципиально, но тяжело изучить, как ученые решили эту делему и через что проходит звезда от собственного рождения до погибели.

Как образуются звезды?

Звезды появляются в облаках пыли и разбросаны по большинству галактик. Знакомый пример пылевого облака — туманность Ориона. Турбулентность глубоко снутри этих туч порождает узлы с массой, достаточной для того, чтоб газ и пыль могли начать схлопываться под действием собственного гравитационного притяжения. Когда скопление схлопывается, материал в центре начинает греться. Популярная как протозвезда, конкретно это горячее ядро ​​в центре коллапсирующего облака в один прекрасный момент станет звездой. Не весь этот материал оказывается частью звезды — оставшаяся пыль может стать планетками, астероидами либо кометами либо может остаться в виде пыли.

сколько живут звезды?

В целом, чем крупнее звезда, тем короче ее жизнь, хотя все, не считая самых мощных звезд, живут млрд лет. Когда звезда расплавляет весь водород в собственном ядре, ядерные реакции прекращаются. Лишенное выработки энергии, нужной для его поддержания, ядро ​​начинает схлопываться само в себя и становится намного горячее. Водород все еще доступен вне ядра, потому синтез водорода длится в оболочке, окружающей ядро. Все наиболее горячее ядро ​​также выталкивает наружу наружные слои звезды, заставляя их расширяться и охлаждаться, превращая звезду в красноватого гиганта.

Если звезда довольно массивна, коллапсирующее ядро ​​может стать довольно жарким, чтоб поддерживать наиболее экзотичные ядерные реакции, которые потребляют гелий и создают огромное количество наиболее томных частей, прямо до железа. Но такие реакции дают только временную отсрочку. Равномерно внутренние ядерные огни звезды стают все наиболее нестабильными — время от времени гневно пылают, а время от времени затухают. Эти конфигурации принуждают звезду пульсировать и сбрасывать свои наружные слои, окутывая себя коконом из газа и пыли. Что будет далее, зависит от размера ядра.

Актуальный цикл звезд

  • Обыденные звезды стают белоснежными лилипутами
    Для средних звезд, таковых как солнце, процесс выброса наружных слоев длится до того времени, пока не оголится ядро ​​звезды. Этот мертвый, но все еще люто раскаленный звездный пепел именуется Белоснежным лилипутом. Белоснежные лилипуты размером приблизительно с нашу землю, и, невзирая на массу звезды, когда-то озадачивали астрологов — почему они не разрушались далее? Какая сила поддерживала массу ядра? Квантовая механика отдала разъяснение. давление стремительно передвигающихся электронов держит эти звезды от коллапса. Чем массивнее ядро, тем плотнее появляется белоснежный лилипут. Таковым образом, чем меньше поперечник белоснежного лилипута, тем больше его масса. Эти парадоксальные звезды весьма всераспространены — наше собственное солнце станет белоснежным лилипутом через млрд лет. Белоснежные лилипуты по собственной природе весьма мерклые, поэтому что они такие мелкие и, не имея источника энергии, они уходят в небытие по мере того, как равномерно остывают.

    Эта судьба ждет лишь те звезды, масса которых приблизительно в 1,4 раза больше массы нашего Солнца. Выше данной массы давление электронов не может поддерживать ядро ​​от предстоящего коллапса. Такие звезды познает другая судьба, описанная ниже.

  • Белоснежные лилипуты могут стать новенькими
    Если белоснежный лилипут появляется в двойной либо кратной звездной системе, он может пережить наиболее насыщенную событиями погибель как новенькая. Nova в переводе с латыни значит «новейший» — новейшие звезды когда-то числились новенькими звездами. сейчас мы осознаем, что это по сути весьма старенькые звезды — белоснежные лилипуты. Если белоснежный лилипут находится довольно близко к звезде-компаньону, его гравитация может перетаскивать материю — в главном водород — из наружных слоев данной звезды на себя, создавая ее поверхностный слой. Когда на поверхности накопилось довольно водорода, происходит взрыв ядерного синтеза, в итоге чего же белоснежный лилипут существенно светлеет и изгоняет оставшийся материал. Через несколько дней свечение затихает, и цикл начинается опять.
  • Сверхновые звезды оставляют за собой нейтронные звезды либо темные дыры
    Звезды главной последовательности наиболее восьми солнечных масс обречены на погибель в итоге гиганского взрыва, именуемого сверхновой. Сверхновая — это не попросту большая новенькая звезда. У новейшей звезды взрывается лишь поверхность звезды. В случае сверхновой ядро ​​звезды коллапсирует, а потом взрывается. В мощных звездах непростая серия ядерных реакций приводит к образованию железа в ядре. Получив железо, звезда выдавила всю энергию из ядерного синтеза — реакции синтеза, в итоге которых образуются элементы тяжелее железа, практически потребляют энергию, а не создают ее. У звезды больше нет способности поддерживать свою массу, и стальное ядро ​​разрушается. За считанные секунды ядро ​​сжимается с приблизительно 5000 миль в поперечнике до всего только 10-ка, а температура поднимается на 100 млрд градусов либо больше. Наружные слои звезды начинают коллапсировать совместно с ядром, а опосля отделяются с большим высвобождением энергии и резко выбрасываются наружу. Сверхновые выделяют практически немыслимое количество энергии. В течение нескольких дней либо недель сверхновая звезда может превзойти целую галактику. Буквально так же при этих взрывах выполняются все природные элементы и обеспеченный массив субатомных частиц. В среднем в обычной галактике взрыв сверхновой происходит приблизительно раз в 100 лет. Любой год в остальных галактиках находится от 25 до 50 сверхновых, но большая часть из их находятся очень далековато, чтоб их можно было узреть без телескопа.
  • Нейтронные звезды
    Если коллапсирующее ядро ​​звезды в центре сверхновой содержит от 1,4 до 3 солнечных масс, кризис длится до того времени, пока электроны и протоны не сольются, чтоб сформировать нейтроны, образуя нейтронную звезду. Нейтронные звезды неописуемо плотны — сравнимы с плотностью атомного ядра. Так как она содержит так много массы, упакованной в таковой маленький размер, гравитация на поверхности нейтронной звезды громадна. Подобно звездам Белоснежного лилипута, приведенным выше, если нейтронная звезда появляется в системе с несколькими звездами, она может аккрецировать газ, оторвав его от ближайших спутников. Исследователь времени рентгеновского излучения Росси зафиксировал контрольные рентгеновские выбросы газа, закрученного всего в нескольких милях от поверхности нейтронной звезды.

    Нейтронные звезды также владеют массивными магнитными полями, которые могут ускорять атомные частички вокруг собственных магнитных полюсов, создавая массивные лучи излучения. Эти лучи движутся вокруг, как мощные лучи прожектора, когда звезда вращается. Если таковой луч нацелен так, что он временами ориентирован на землю, мы смотрим его как постоянные импульсы излучения, возникающие каждый раз, когда магнитный полюс проходит мимо луча зрения. В этом случае нейтронная звезда известна как пульсар.

  • Темные дыры
    Если коллапсировавшее ядро ​​звезды больше 3-х масс Солнца, оно вполне схлопывается, образуя черную дыру: нескончаемо плотный объект, гравитация которого так сильна, что ничто не может избежать его конкретной близости, даже свет. Так как инструменты ученых предусмотрены для наблюдения за фотонами, темные дыры можно найти лишь косвенно. Косвенные наблюдения вероятны, поэтому что гравитационное поле темной дыры так массивно, что хоть какой близкорасположенный материал — нередко наружные слои звезды-компаньона — захватывается и втягивается вовнутрь. По мере того, как <span class="wp-tooltip" title="максимально широкая философская категория содержание которой обратно содержанию группы «безупречное» В группы заключены представления о единой субстанции лежащей в базе видимого обилия вещей схожей вещ движется по спирали в черную дыру, она образует диск, который греется до большущих температур, испуская обильное количество рентгеновских и гамма-лучей, указывающих на присутствие укрытого приятеля.
  • Из останков появляются новейшие звезды
    Пыль и осколки, оставленные новенькими и сверхновыми, в итоге смешиваются с окружающим межзвездным газом и пылью, обогащая их томными элементами и хим соединениями, образующимися во время звездной погибели. В конце концов, эти материалы перерабатываются, обеспечивая строй блоки для новейшего поколения звезд и сопутствующих планетных систем.

Что особого в мощных звездах?

Гипергигант либо мощная звезда — это галлактический большой массы и размеров, имеющий на диаграмме Герцшпрунга — Рассела класс светимости 0. Гипергиганты определяются как самые массивные, самые тяжёлые, самые калоритные и сразу самые редчайшие и короткоживущие сверхгиганты. 

Мощные звезды заносят больший вклад в эволюцию звездных скоплений и галактик. Они являются предшественниками почти всех ярчайших и полных энергии явлений во Вселенной.

Если звезда будет так громоздкой, то её ждёт реальный галлактический фейерверк. В отличие от солнцеподобных звёзд, срывающих свои верхние слои, из которых формируется планетарная туманность, и сжимающихся до белоснежного лилипута, обеспеченного углеродом и кислородом, либо до красноватого лилипута, который никогда не достигнет шага сжигания гелия, и просто сожмётся до обеспеченного гелием белоснежного лилипута, более мощных звёзд реальный катастрофа. Почаще всего, в особенности у звёзд с не самой большенный массой (≈ 20 солнечных масс и меньше), температура ядра продолжает повышаться, пока процесс синтеза перебегает на наиболее тяжёлые элементы: от углерода к кислороду и/либо неону, и потом дальше, по повторяющейся таблице, к магнию, кремнию, сере, приходя в итоге к железу, кобальту и никелю. синтез последующих частей востребовал бы больше энергии, чем выделяется при реакции, потому ядро схлопывается и возникает сверхновая.

Эволюция мощных звезд

Мощные звезды весьма редки, но очень важны для вселенной – всё поэтому, что мощные звёзды могут окончить своё существование не только лишь в виде сверхновой. Также они могут перевоплотиться в гиперновые — они еще наиболее энергетическая и калоритные, чем сверхновые, и не оставляют за собой остатков ядра. Не считая того, они могут перевоплотиться в сверхмассивную черную дыру. Все эти три действия важны для исследования Вселенной.

Почему их трудно учить?

Для исследования мощных звезд требуются подробные коды звездной эволюции: компьютерные программки, которые рассчитывают как внутреннюю структуру, так и эволюцию этих звезд. К огорчению, подробные коды требуют огромных вычислительных ресурсов — вычисление эволюции лишь одной звезды может занять несколько часов. Потому неразумно применять эти коды для моделирования звезд в сложных системах, таковых как шаровые звездные скопления, которые могут содержать миллионы взаимодействующих звезд.

Как ученые решили делему?

Чтоб решить эту делему, группа ученых под управлением Центра передового опыта ARC по открытию гравитационных волн (OzGrav) разработала код звездной эволюции под заглавием METhod of Interpolation for Single Star Evolution (METISSE).

Интерполяция — это способ оценки количества на базе близких значений, к примеру, оценка размера звезды на базе звезд с подобными массами. При помощи интерполяции METISSE стремительно вычисляет характеристики звезды в хоть какой момент, используя избранные звездные модели, рассчитанные при помощи подробных кодов звездной эволюции.

Очень стремительно METISSE может развить 10 000 звезд всего за три минутки. До этого всего, он может применять наборы звездных моделей для пророчества параметров звезд — это очень принципиально конкретно для мощных звезд. Мощные звезды встречаются изредка, и их умопомрачительная и маленькая жизнь затрудняет определение их параметров.

Как следует, подробные коды звездной эволюции нередко должны созодать догадки при вычислении эволюции этих звезд. Различия в представлениях, применяемых разными кодами звездной эволюции, могут значительно воздействовать на их прогнозы о жизни и свойствах мощных звезд.

В новеньком исследовании ученые употребляли METISSE с 2-мя наборами современных звездных моделей: один был рассчитан Модулями для тестов в звездной астрофизике (MESA), а иной — эволюционным кодом Бонна (BEC).

MESA это открытые коды для расчета звездной эволюции и строения звезд. Сделаны интернациональной группой астрофизиков.

Пуджан Агравал, исследователь OzGrav и ведущий создатель исследования разъясняет: «Мы интерполировали звезды, масса которых в 9–100 раз превосходила массу Солнца, и сравнили пророчества относительно их конечной судьбы. Для большинства мощных звезд в нашем наборе мы нашли, что массы звездных остатков (нейтронные звезды либо темные дыры) могут различаться до 20-кратной массы Солнца».

«Результаты этого исследования окажут большущее воздействие на будущие прогнозы гравитационно-волновой астрономии».

«METISSE — это лишь 1-ый шаг в раскрытии роли мощных звезд в звездных системах, таковых как звездные скопления, и уже результаты впечатляют».

Читать также

Выяснилось, что принудило цивилизацию майя покинуть свои городка

На 3 денек работоспособности»>заболевания большая часть нездоровых COVID-19 теряют чутье и нередко мучаются насморком

Ученые узнали, почему малыши являются самыми небезопасными переносчиками COVID-19

Источник