"Sola vil etterlate en diamant på størrelse med jorden." Astronom Mikhail Lisakov - om utviklingen av stjerner

Det er mange myter som astronomer ofte møter. For eksempel er mange sikre på at Jupiter en dag kan bli til en stjerne. Og hver stjerne vil eksplodere på slutten av livet.

Fysiker og astronom Mikhail Lisakov fortalte på forumet "Scientists vs. Myths", hvilken livsbane hver stjerne går gjennom. Han avklarte også hva som vil skje med vår sol på slutten av evolusjonen, og forklarte hvorfor gull er et kosmisk metall. Dette forumet er vert forANTROPOGENESIS.RU"- la ut en video på deres YouTube-kanal. Og Lifehacker oppsummerte foredraget.

Hvilket himmellegeme kan betraktes som en stjerne

Det er en useriøs formulering: en stjerne er et objekt som vi ser stråler fra.

Egentlig er dette egentlig ikke en spøk. Hvis vi ser på bilder av verdensrommet tatt med teleskoper, vil vi se tåkete skyer og lyse prikker. Små tåkeflekker er galakser. Lysende punkter med flere stråler er stjerner.

Det optiske systemet til et moderne teleskop er utformet på en slik måte at når lys brytes i et bilde, vises stråler faktisk i stjernene. Men på eldgamle himmelkart, da det ikke fantes slike teleskoper, avbildet folk stjerner på samme måte.

For å forstå hva hemmeligheten er, utførte forskere en liten studie. De lyste folk inn i øynene med en liten, men lys kilde, og tok bilder netthinnen. Det viste seg at alle motivene på netthinnen produserte veldig like bilder. Det vil si et tydelig senter og en sky av tynne linjer som krysser hverandre på dette punktet. Så det stemmer: Stjerner er lyse himmellegemer som har stråler.

Og nå seriøst. For å forstå hvordan en stjerne skiller seg fra andre rom gjenstanderLa oss ta en titt på sentrum. Det er en kjerne der en termonukleær reaksjon pågår kontinuerlig. Som et resultat blir lette elementer til tyngre og energi frigjøres på grunn av denne overgangen. Det overføres til de ytre lagene av stjernen. For eksempel ved å blande store materiemasser. Denne prosessen ser ut som kokende vann i en kjele. Slik ser vi overflaten til solen vår.

En kontinuerlig termonukleær reaksjon er det viktigste kjennetegnet til en stjerne.

For en slik fusjon er det nødvendig å bringe positivt ladede partikler, protoner, veldig nær hverandre. For å støtte denne prosessen er det nødvendig med svært høy temperatur og trykk. Og som et resultat av reaksjonen oppnås ett heliumatom fra to hydrogenatomer eller fire protoner.

Men det er kjent at fire protoner veier mer enn dette atomet. Så du må forstå hvor forskjellen går.

Hvis tre heliumatomer kolliderer, dannes et karbonatom som et resultat av termonukleær fusjon. Men dette krever en enda høyere temperatur. Prosessen stopper imidlertid heller ikke ved karbon. Så begynner det å syntetiseres oksygen, deretter magnesium. Og så videre ned til jern. Syntesen av tyngre grunnstoffer i kjernen av en stjerne støttes ikke lenger spontant. Den trenger ekstra energi utenfra.

Det er en myte om at Jupiter også måtte bli en stjerne, som Sol, men noe gikk galt. Dette er en myte, fordi massen til denne planeten ikke er nok til å støtte en konstant termonukleær reaksjon. Temperaturen og trykket vil ikke være høyt nok. Derfor kan Jupiter bare bli en stjerne under én betingelse: den vil øke massen med omtrent 15 ganger. Men dette er umulig.

Hvordan er stjernene?

Hvis du ser på nattehimmelen på en klar dag, kan du se forskjellige typer stjerner:

• Lyse eller svake. Det pleide å være tenkt at jo mindre synlig stjerner de er bare lenger unna oss. Men så lærte astronomer å måle avstander til romobjekter. Og de fant ut at lysstyrken til armaturene ikke avhenger av deres avstand, men av deres kraft. For noen stjerner er denne parameteren faktisk større enn for andre.
• Flerfarget - blå, gul, rødlig, hvit. Ulike nyanser av stjerner er heller ikke en illusjon. Hver av dem har sin egen strålingstemperatur.

Forskere har bygget en graf der den horisontale aksen er temperaturen på stjernen, eller dens farge. Den vertikale aksen er lysstyrke, metning av lys. Så legger vi alle de kjente stjernene på denne grafen. Og de så at de fleste av dem var plassert diagonalt - fra de kraftigste og mest varme blå kjempene til små røde dverger. Denne diagonalen ble kalt hovedsekvensen.

Massive og lyse, varmere stjerner befinner seg i den blå delen av spekteret. Det er svært få av dem, og de lever relativt kort tid. Men i den venstre, røde delen av spekteret ser vi mye flere stjerner. Massen deres er mye mindre, de er kaldere og skinner svakt. Men deres levetid er mye lengre enn de blå gigantene. Solen er nærmere midten - i den gule delen av spekteret.

Men det er noen flere områder på diagrammet. Tenk på de over hovedsekvensen. Stjerner kommer dit, der, i prosessen med termonukleær fusjon, er alt hydrogen avsluttet, det vil si brent ut. Det viser seg et slags "sykehjem" for stjernene - et sted hvor armaturene faller ved solnedgangen i deres liv. Fusjonsreaksjonen pågår fortsatt i dem og lettere elementer fortsetter å bli til tunge.

Men det er et annet ganske merkbart område med stjernehoper - under hovedsekvensen. Astronomer kaller det "kirkegården".

Hvordan skjer stjerneutviklingen?

La oss nå snakke mer detaljert om hvilke hendelser som skjer i et langt stjerneliv.

Astronomer kaller alle endringer i stjernenes tilstand for stjerneutvikling. Hun har nesten ingenting til felles med biologisk evolusjon. Den eneste tilfeldigheten er at begge prosessene fortsetter i millioner og milliarder av år.

Stellar evolusjon er en komplett livssyklus for hver armatur. I løpet av denne tiden endrer stjernen seg til det ugjenkjennelige. Men hva slags endringer som venter henne, avhenger av massen. Det er mulig å betinget dele romobjekter inn i tre grupper.

1. Stjerner med lav masse

For eksempel Proxima Centauri. De blir født i en gassstøvsky og blir røde dverger. Og så lever de veldig lenge i uendret tilstand, til de går tom for hydrogen. En slik skjebne venter på en stjerne hvis massen er omtrent 10 ganger mindre enn solen.

2. Stjerner kan sammenlignes i størrelse med solen

Dette er tyngre og mer interessante objekter. Massen deres er nok til at neste trinn, syntesen av karbon fra helium, begynner i kjernen etter forbrenning av hydrogen. Som et resultat svulmer de til størrelsen på en rød kjempe. For eksempel vil solen, som et resultat av denne prosessen, øke slik at den vil svelge Merkur og Venus. Og så vil den vokse nesten til jordens bane. Dette vil skje om omtrent fem milliarder år. Det vil være flott om folk finner en vei innen den tid. være borte fra vårt lys.

Så kaster en slik stjerne et skall, som blir til en planetarisk tåke. I sentrum gjenstår et lysende punkt - den tidligere kjernen. Og belysningen flytter betinget til kirkegården.

3. massive stjerner

Massen deres er mer enn 10 ganger større enn solen. De lever raskt, og blir til slutt til enten svart hulleller inn i en nøytronstjerne. Vi vil snakke mer detaljert om hvordan utviklingen av enorme armaturer skjer.

Hvordan oppstår nøytronstjerner og sorte hull?

I svært tunge stjerner lar temperaturen og trykket den termonukleære reaksjonen fortsette opp til jerndannelsesstadiet. Derfor, i deres struktur, ligner kjernene til gigantene løk. Helt i sentrum har de jern, deretter et lag med silisium, oksygen, neon og så videre.

Når all materie blir til jern, slås fusjonsmotoren av. Det er allerede energisk ulønnsomt for ham å jobbe videre. Derfor stopper strålingen fra stjernen. Men gravitasjon rester.

Og så tvinger tyngdekraften alle de ytre lagene til å kollapse og fly mot midten.

Så eksploderer stjernen som en supernova. Men det er to alternativer her:

1. Kvantekrefter vil stoppe kollapsprosessen. Tettheten av stjernestoffet som er igjen etter eksplosjonen vil bli så høy at elektronene vil presses inn i protonene og som et resultat danne nøytrale partikler - nøytroner. På grunn av kvanteeffekter vil ikke nøytroner tillate tyngdekraften å fortsette kompresjonsprosessen. Som et resultat dannes en nøytronstjerne - et objekt med ekstremt høy materietetthet.
2. Tyngdekraften er sterkere enn kvantekrefter. Deretter fortsetter prosessen med kollaps til objektet blir til et svart hull.

Det er en myte om at sorte hull gradvis vil absorbere all materie univers. Men det er det ikke.

Det hender at stjerner blir født og lever i par. Tenk deg at den ene ble til et svart hull, og den andre ble en rød kjempe. Da vil den første sakte trekke stoffet fra den andre. En skive av varme partikler dannes rundt et svart hull. Hvis det er for mange slike partikler, vil vi observere den omvendte prosessen.

Hvor kom gull og andre tungmetaller fra i universet?

Vi fant ut at jern og lettere grunnstoffer syntetiseres i prosessen med en termonukleær reaksjon inne i en stjerne. La oss se hvordan elementer tyngre enn jern dannes.

Dette krever ekstra nøytroner, og i store mengder. Under visse forhold kan de "skyves" inn i kjernen til et atom av et lettere element. Som et resultat kan nøytroner miste elektroner i prosessen med beta-nedbrytning. Da vil de nøytrale partiklene bli til protoner og ladningen til atomet vil øke. Dette betyr at det vil være en økning i serienummeret - elementet blir til et tyngre.

Spørsmålet oppstår: hvor får man tak i så mange gratis nøytroner. Tidligere ble det antatt at et stort antall av dem dukker opp etter supernovaeksplosjoner. Men i 2017 var forskere i stand til å observere en annen prosess - sammenslåingen av to nøytronstjerner. Resultatet er én gjenstand og mye rusk. Som et resultat oppstår en "tsunami" fra disse fragmentene, som består av rene nøytroner. Tettheten til en slik strøm er ganske stor - den kan sammenlignes med tettheten vann.

Mange nøytroner blir "dyttet" inn i ethvert atom som møtes på banen til denne strømmen. Deretter forfaller de til protoner og elektroner, og som et resultat oppnås tyngre grunnstoffer. For eksempel, gull.

I dag vet forskerne at de fleste tungmetallene i universet vårt ble dannet på denne måten.