"Solen vil efterlade en diamant på størrelse med Jorden." Astronom Mikhail Lisakov - om stjernernes udvikling

Der er mange myter, som astronomer ofte støder på. For eksempel er mange sikre på, at Jupiter en dag kan blive til en stjerne. Og hver stjerne vil eksplodere i slutningen af ​​sin levetid.

Fysiker og astronom Mikhail Lisakov fortalte på forummet "Scientists vs. Myths", hvilken livsvej hver stjerne går igennem. Han afklarede også, hvad der vil ske med vores sol i slutningen af ​​evolutionen, og forklarede, hvorfor guld er et kosmisk metal. Dette forum er hostet afANTROPOGENESIS.RU"- lagde en video op på deres YouTube-kanal. Og Lifehacker opsummerede foredraget.

Hvilket himmellegeme kan betragtes som en stjerne

Der er en useriøs formulering: en stjerne er et objekt, hvorfra vi ser stråler.

Faktisk er dette ikke rigtig en joke. Hvis vi ser på billeder af rummet taget med teleskoper, vil vi se tågede skyer og lyse prikker. Små tågepletter er galakser. Lysende punkter med flere stråler er stjerner.

Det optiske system i et moderne teleskop er designet på en sådan måde, at når lyset brydes på et foto, opstår der faktisk stråler i stjernerne. Men på gamle himmelkort, da der ikke var sådanne teleskoper, afbildede folk stjerner på samme måde.

For at forstå, hvad hemmeligheden er, gennemførte videnskabsmænd en lille undersøgelse. De lyste ind i folks øjne med en lille, men lys kilde, og tog billeder nethinden. Det viste sig, at alle forsøgspersonerne på nethinden producerede meget ens billeder. Det vil sige et klart centrum og en sky af tynde linjer, der skærer hinanden på dette punkt. Så det er rigtigt: Stjerner er lyse himmellegemer, der har stråler.

Og nu for alvor. At forstå, hvordan en stjerne adskiller sig fra andre rum genstandeLad os tage et kig på dens centrum. Der er en kerne, hvori en termonuklear reaktion kontinuerligt foregår. Som et resultat bliver lette elementer til tungere, og energi frigives på grund af denne overgang. Det overføres til de ydre lag af stjernen. For eksempel ved at blande store stofmasser. Denne proces ser ud kogende vand i en gryde. Sådan ser vi vores sols overflade.

En kontinuerlig termonuklear reaktion er det vigtigste kendetegn ved en stjerne.

For en sådan fusion er det nødvendigt at bringe positivt ladede partikler, protoner, meget tæt på hinanden. For at understøtte denne proces er meget høj temperatur og tryk nødvendig. Og som et resultat af reaktionen opnås et heliumatom fra to brintatomer eller fire protoner.

Men det er kendt, at fire protoner vejer mere end dette atom. Så du skal forstå, hvor forskellen går.

Hvis tre heliumatomer kolliderer, dannes et carbonatom som et resultat af termonuklear fusion. Men dette kræver en endnu højere temperatur. Processen stopper dog heller ikke ved kulstof. Så begynder ilt at blive syntetiseret, derefter magnesium. Og så videre ned til jern. Syntesen af ​​tungere grundstoffer i en stjernes kerne understøttes ikke længere spontant. Den har brug for ekstra energi udefra.

Der er en myte om, at Jupiter også skulle blive en stjerne, som Sol, men noget gik galt. Dette er en myte, fordi massen af ​​denne planet ikke er nok til at understøtte en konstant termonuklear reaktion. Temperaturen og trykket vil ikke være højt nok. Derfor kan Jupiter kun blive en stjerne under én betingelse: den vil øge sin masse omkring 15 gange. Men dette er umuligt.

Hvordan er stjernerne?

Hvis du ser på nattehimlen på en klar dag, kan du se forskellige typer stjerner:

• Lyse eller svage. Man plejede at tro, at jo mindre synligt stjerner de er bare længere væk fra os. Men så lærte astronomer at måle afstande til rumobjekter. Og de fandt ud af, at lysstyrken af ​​armaturerne ikke afhænger af deres afstand, men af ​​deres kraft. For nogle stjerner er denne parameter faktisk større end for andre.
• Flerfarvet - blå, gul, rødlig, hvid. Forskellige nuancer af stjerner er heller ikke en illusion. Hver af dem har sin egen strålingstemperatur.

Forskere har bygget en graf, hvor den vandrette akse er stjernens temperatur eller dens farve. Den lodrette akse er lysstyrke, mætning af lys. Så sætter vi alle de kendte stjerner på denne graf. Og de så, at de fleste af dem var placeret diagonalt - fra de mest kraftfulde og hotte blå kæmper til små røde dværge. Denne diagonal blev kaldt hovedsekvensen.

Massive og lyse, varmere stjerner er placeret i den blå del af spektret. Der er meget få af dem, og de lever relativt kort tid. Men i venstre, røde område af spektret ser vi meget flere stjerner. Deres masse er meget mindre, de er koldere og skinner svagt. Men deres levetid er meget længere end de blå giganters. Solen er tættere på midten - i det gule område af spektret.

Men der er et par flere områder på diagrammet. Overvej dem over hovedsekvensen. Stjerner kommer dertil, hvor alt brint er ophørt i processen med termonuklear fusion, det vil sige brændt ud. Det viser sig en slags "plejehjem" for stjernerne - et sted, hvor armaturerne falder ved deres livs solnedgang. Fusionsreaktionen foregår stadig i dem, og lettere elementer bliver ved med at blive til tunge.

Men der er et andet ret bemærkelsesværdigt område med stjernehobe - under hovedsekvensen. Astronomer kalder det "kirkegården".

Hvordan sker stjerneudvikling?

Lad os nu tale mere detaljeret om, hvilke begivenheder der sker i et langt stjerneliv.

Astronomer kalder alle ændringer i stjernernes tilstand for stjerneudvikling. Hun har næsten intet tilfælles med biologisk evolution. Den eneste tilfældighed er, at begge processer fortsætter i millioner og milliarder af år.

Stjerneudvikling er en komplet livscyklus for hver armatur. I løbet af denne tid ændrer stjernen sig til ukendelighed. Men hvilken slags ændringer der venter hende afhænger af massen. Det er muligt at betinget opdele rumobjekter i tre grupper.

1. Stjerner med lav masse

For eksempel Proxima Centauri. De fødes i en gasstøvsky og bliver til røde dværge. Og så lever de i meget lang tid i uændret tilstand, indtil de løber tør for brint. En sådan skæbne venter en stjerne, hvis dens masse er omkring 10 gange mindre end solen.

2. Stjerner kan sammenlignes i størrelse med Solen

Det er tungere og mere interessante genstande. Deres masse er nok til, at det næste trin, syntesen af ​​kulstof fra helium, begynder i kernen efter forbrændingen af ​​brint. Som et resultat svulmer de op til størrelsen af ​​en rød kæmpe. For eksempel vil Solen, som et resultat af denne proces, stige, så den vil sluge Merkur og Venus. Og så vil den vokse næsten til Jordens kredsløb. Dette vil ske om cirka fem milliarder år. Det vil være fantastisk, hvis folk finder en vej inden da. være væk fra vores lys.

Så kaster sådan en stjerne en skal, som bliver til en planetarisk tåge. I midten forbliver et lysende punkt - den tidligere kerne. Og armaturet flytter betinget til kirkegården.

3. massive stjerner

Deres masse er mere end 10 gange større end solen. De lever hurtigt, og bliver i sidste ende til enten sort huleller ind i en neutronstjerne. Vi vil tale mere detaljeret om, hvordan udviklingen af ​​enorme armaturer opstår.

Hvordan opstår neutronstjerner og sorte huller?

I meget tunge stjerner tillader temperaturen og trykket den termonukleare reaktion at fortsætte op til jerndannelsesstadiet. Derfor ligner giganternes kerner i deres struktur løg. I selve midten har de jern, derefter et lag silicium, ilt, neon og så videre.

Når alt stof bliver til jern, slukkes fusionsmotoren. Det er allerede energisk urentabelt for ham at arbejde videre. Derfor stopper stjernens udstråling. Men tyngdekraft forbliver.

Og så tvinger tyngdekraften alle de ydre lag til at kollapse og flyve mod midten.

Så eksploderer stjernen som en supernova. Men der er to muligheder her:

1. Kvantekræfter vil stoppe sammenbrudsprocessen. Tætheden af ​​det stjernestof, der er tilbage efter eksplosionen, bliver så høj, at elektronerne vil blive presset ind i protonerne og som følge heraf danne neutrale partikler - neutroner. På grund af kvanteeffekter vil neutroner ikke tillade tyngdekraften at fortsætte kompressionsprocessen. Som et resultat dannes en neutronstjerne - et objekt med en ekstrem høj tæthed af stof.
2. Tyngdekraften er stærkere end kvantekræfter. Derefter fortsætter processen med kollaps, indtil objektet bliver til et sort hul.

Der er en myte om, at sorte huller gradvist vil absorbere alt stof univers. Men det er det ikke.

Det sker, at stjerner fødes og lever i par. Forestil dig, at den ene blev til et sort hul, og den anden blev en rød kæmpe. Så vil den første langsomt trække stoffet fra den anden. En skive af varme partikler dannes omkring et sort hul. Hvis der er for mange sådanne partikler, vil vi observere den omvendte proces.

Hvor kom guld og andre tungmetaller fra i universet?

Vi fandt ud af, at jern og lettere grundstoffer syntetiseres i processen med en termonuklear reaktion inde i en stjerne. Lad os se, hvordan grundstoffer, der er tungere end jern, dannes.

Dette kræver yderligere neutroner og i store mængder. Under visse forhold kan de "skubbes" ind i kernen af ​​et atom af et lettere grundstof. Som et resultat kan neutroner miste elektroner i processen med beta-henfald. Så vil de neutrale partikler blive til protoner, og atomets ladning vil stige. Det betyder, at der vil være en stigning i serienummeret - elementet bliver til et tungere.

Spørgsmålet opstår: hvor kan man få så mange frie neutroner. Tidligere troede man, at et stort antal af dem dukkede op efter supernovaeksplosioner. Men i 2017 var forskerne i stand til at observere en anden proces - sammensmeltningen af ​​to neutronstjerner. Resultatet er én genstand og en masse affald. Som følge heraf opstår en "tsunami" fra disse fragmenter, som består af rene neutroner. Tætheden af ​​en sådan strøm er ret stor - den kan sammenlignes med densiteten vand.

En masse neutroner "skubbes" ind i ethvert atom, der mødes på denne strøms vej. Derefter henfalder de til protoner og elektroner, og som et resultat opnås tungere grundstoffer. For eksempel, guld.

I dag ved forskerne, at de fleste af tungmetallerne i vores univers blev dannet på denne måde.