Эволюция солнца и жизнь на земле. Жизненный цикл солнца

Эволюция Солнца и звезд

По характеру спектра излучения, светимости и по возрасту (5×10 9 лет) Солнце, как мы знаем, является зрелой звездой и на диаграмме Герцшпрунга-Рессела занимает положение, присущее звездам поздних эволюционных классов. Если исходить из принятой концепции полностью водородного состава Солнца, при наблюдаемой энергии излучения время его активной жизни как было показано составит:

Лет. (XIV.25)

На наш взгляд, получаемое таким образом значение неприемлемо, так как оно сравнимо или даже превосходит время существования самой Метагалактики, т.е. видимой части Вселенной. Кроме того, полная расчетная мощность излучения водородного Солнца много выше наблюдаемой – 3×10 27 Вт против 4×10 26 Вт (см. гл.). Это значит, что кроме водорода солнечное вещество содержит значительное количество других элементов, не участвующих напрямую в реакции термоядерного синтеза. Это вещество металлического ядра, различные катализаторы и силикаты, входившие в состав первичного газопылевого облака.

Если же исходить из представлений об универсальности строения протовещества Солнечной системы, то количество водорода в общей массе вещества протосолнца будет не больше 2% (Кесарев, 1976). Это следует из расчета содержания различных элементов исходя из их химико-эквивалентных соотношений в первичном составе протовещества в различных классах метеоритов, комет и Луны и продуктов их переработки, каковыми на Земле являются верхние горизонты коры, гидросфера и атмосфера планеты.

В этом случае масса водорода в общей солнечной массе будет равна = 4×10 31 г и при наблюдаемой мощности излучения I 0 = 4×10 26 Вт его продолжительность составит:

лет. (XIV.26)

Время жизни Солнца сегодня оценивается в 4,7 – 5,0×10 9 лет. Возникают вопросы: как соотнести эти цифры, и почему светило не погасло?

Дело в том, что возраст Солнечной системы оценивается исходя из возраста древнейших пород Земли, Луны, метеоритного вещества, а он не выходит за пределы 4,5 – 4,7×10 9 лет. Расчеты для полностью водородного состава (Шкловский, 1984) позволяют оценить полное время конденсации пылегазового облака в протозвезду (до выхода ее на главную последовательность) величиной 80×10 6 лет. Расчетная формула получается следующим образом: путь, пройденный веществом в ходе аккреции R за время t , будет равен:

где ускорение силы тяжести

Отсюда находим t :

, (XIV.29)

где через обозначена средняя плотность облака

Таким образом, время сжатия облака зависит от его начальной плотности. Перепишем формулу (XIV.29) с учетом выражения для гравитационной неустойчивости облака:

(пк). (XIV.31)

Если молекулярный вес вещества облака m = 2, Т = 20°, то облако массой, равной солнечной, сожмется за миллион лет:

лет. (XIV.32)

Это первая стадия, получившая название стадии падения. Однако здесь много неопределенного. Процесс звездообразования не происходит в таких малых массах вещества, как солнечная. Молодые звезды обычно наблюдаются группами (скоплениями) и окутаны облаком туманности (рис. 111). Размеры таких глобул, например в туманности Лагуна, достигают десятков парсек, а масса в несколько раз больше солнечной. Солнце, по всей вероятности, формировалось совместно с группой звезд Центавра, имеющих, кстати, те же характеристики и располагающихся на диаграмме Герцшпрунга-Рессела рядом с нашим светилом. Облако большей, чем солнечная, массы имеет меньшую температуру. Поэтому в формуле (XIV.32) увеличение этих параметров на порядок на столько же увеличивает время стадии конденсации Солнца. С другой стороны, сохраняется неопределенность между временем существования самого облака до начала его конденсации. А мы, по существу, оцениваем возраст Солнечной системы с учетом возраста именно этого исходного материала. Если бы время формирования

Рис. 111. Глобулы в туманности Лагуна

протозвездных туманностей составляло всего несколько миллионов или даже десятков миллионов лет, то с учетом возраста нашей Метагалактики (11×10 9 лет) газопылевые туманности были крайне редким явлением в ней. Если же часть туманностей образуется при взрыве сверхновых и в ходе финальной стадии эволюции красных гигантов, то вследствие исключительной редкости этих явлений, особенно красных гигантов, следует признать время конденсации туманности до протозвездных кондиций достаточно большим, во всяком случае не менее сотен миллионов лет. С учетом сказанного, а также длительности второй стадии становления протозвезды до своего перехода на главную последовательность – 100 млн. лет – к приведенной выше оценке длительности эволюции Солнца (4×10 9 лет) необходимо добавить не менее 5 – 7×10 8 лет, которые ушли на дозвездную стадию. Эта стадия складывается из периода существования вещества в форме туманности и стадии падения (стадия Хаяши), когда термоядерный реактор расходования водорода еще не был запущен. С этими замечаниями полученная нами оценка продолжительности жизни звезды с солнечной массой в 5×10 9 лет не кажется фантастической. Запасов водорода на Солнце осталось не более чем на несколько сот миллионов лет. На диаграмме Герцшпрунга-Рессела преобладают звезды с массой, близкой и меньше солнечной. Это значит, что сегодня, спустя 11 млрд. лет после возникновения Метагалактики, наиболее заселена нижняя часть главной последовательности. Иными словами, в окружающем нас мире преобладают старые звезды. Звездообразование идет в основном в центральной части, примыкающей к ядру Галактики. Если же следовать водородной концепции Солнца и всех без исключения звезд, то спектральных классов К и М, части звезд класса G, а также большей части красных гигантов и белых карликов, принадлежащих к старым, далеко проэволюционировавшим звездам, просто не существовало бы. Однако наблюдаемое многообразие классов звезд свидетельствует об обратном, и причина здесь не только в различиях исходных масс, но и в более краткой их жизни, чем это получается, если следовать преимущественно водородному составу протовещества дозвездных туманностей.

Начальную стадию образования Солнца мы рассмотрим в гл. XV. Здесь же остановимся на общих аспектах звездообразования, теория которых сегодня разработана в весьма высокой степени. В самом общем виде весь ход эволюции звезды можно представить следующим образом.

Первая стадия – стадия Хаяши, как мы уже знаем, заключается в гравитационной аккреции туманности, в ходе которой облако сжимается от радиуса орбиты Плутона до радиуса орбиты Меркурия. На это требуется, как мы видели, от одного до десяти миллионов лет. На запуск всеобъемлющей термоядерной реакции протон-протонного цикла требуется около 100 млн. лет. Вначале гравитационное сжатие запускает термохимический реактор. По достижении Т = 10 6 К запускается термоядерный реактор на легких элементах D, Li, Be и В. Возникающее при этом газовое противодавление останавливает сжатие протозвезды. По мере выработки легких элементов температура повышается до нескольких миллионов градусов Кельвина, газовое противодавление уменьшается и протозвезда, возобновив сжатие, быстро схлопывается. Возникает вспышка протозвезды, а температура в зоне коллапса мгновенно возрастает до величин, больших 10 7 К. Это позволяет запустить реакцию протон-протонного типа. По мере охватывания этой реакцией всего объема вещества протозвезда постепенно, пройдя стадии неустойчивости горения и тепломассопереноса (звезда переменного блеска типа Т-Тельца), выходит на третий этап стационарного режима излучения и садится на главную последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рессела.

Это самый длительный этап в жизни звезды. Для звезд с массой, близкой солнечной, он охватывает период около 4×10 9 лет.

С выработкой главного термоядерного горючего – водорода – звезда не сразу прекратит свое существование. Она будет стремиться использовать в качестве нового горючего элементы вещества, наработанные в предыдущей реакции. В упрощенном виде эту цепочку синтеза можно представить следующим образом:

Н ® 3 Не ® 7 Ве ® 7 Li.

Эти реакции могут идти с присоединением протона и испусканием нейтрино. Если же водород полностью выгорел, то происходит быстрое сжатие (с возможным коллапсом) звезды, температура на поверхности металлического ядра повышается до 10 8 К, а внешняя оболочка, сбрасываясь в результате взрыва, расширяется до размеров орбиты Земли. Образуется красный гигант. В центре обнажается раскаленное ядро – металлическое или гелиевое, в зависимости от по преобладающего состава звезды. Это белый карлик. Ввиду сохранения момента количества вращательного движения со сбросом внешних оболочек скорость вращения ядра резко увеличивается.

На металлическом (как правило, железном) ядре реакции синтеза прекращаются. Поэтому оно будет в дальнейшем медленно остывать и, остыв, пополнит скрытую массу Вселенной.

Гелиевое же ядро продолжит свою эволюцию синтезом новых элементов, по выработке каждого из которых будет коллапсировать. Во время коллапса температуры будут возрастать до 10 8 – 10 9 К, давление и плотность вещества в остающемся теле звезды также возрастут. Синтез очередного более тяжелого элемента с участием ядер гелия требует все более высоких энергий. Это объясняется ростом заряда ядра в соответствии с периодической системой элементов таблицы Менделеева, что в свою очередь сопровождается возрастанием энергетического (кулоновского) барьера. Например, для реакции синтеза 12 С и 16 О уже требуется температура порядка 10 9 К. Такую температуру остатки звезды с солнечной массой создать не могут. Поэтому дальнейшая эволюция 4 Не ® 8 Ве ® 12 С ® 16 О возможна лишь на массивных звездах-гигантах, в которых реакции продолжаются (табл. XIV.1):
16 О + 16 О ® 28 Si + 4 He и др. Реакции заканчиваются на железе 56 Fe и близких ему элементах. Но таблица Менделеева содержит элементы тяжелее железа. Как же они образуются?

Лекция: Современные представления о происхождении и эволюции Солнца и звезд

Солнце образовалось из огромного облака газа 4,5 миллиарда лет назад. Так же, как другие звезды, сгущающиеся из молекулярных облаков, Солнце гравитационно выросло из океана водорода, гелия и вкраплений других элементов. Планеты сформировались из остатков вещества. Наращивание и столкновения определили их размеры и расположение в партии космического бильярда.

Когда в XVIII веке завоевала признание гелиоцентрическая модель, возникли вопросы о зарождении Солнечной системы. Небулярная гипотеза - что Солнце и планеты сформировались из гигантского облака газа - была предложена в 1734 году Эмануэлем Сведенборгом и разработана позднее, в том же столетии, Иммануилом Кантом и Пьером Симоном Лапласом. Хотя в целом она верна, с тех пор она получила мощное развитие. Как другие звезды формируются из молекулярных облаков - к примеру, туманность Ориона, - так и Солнце, должно быть, сгустилось из облака, богатого водородом, гелием и вкраплениями других элементов. Облако-предок Солнца, по-видимому, было размером в много световых лет и содержало достаточно газа, чтобы создать тысячи Солнц. Наше светило, возможно, было не единственным в этом облаке: судя по метеоритам, содержащим тяжелый изотоп железа, туманность была загрязнена выбросами от соседней сверхновой. Таким образом, Солнце могло вырасти среди других массивных звезд, жизнь которых была короче, и они взорвались до рождения Солнечной системы. Солнце постепенно росло из особенно плотной зоны облака благодаря действию сил тяготения. За 100 000 лет оно стало протозвездой - горячим плотным газовым шаром, в котором еще не шел ядерный синтез. Оно было окружено диском газа и пыли в сотни раз больше радиуса орбиты сегодняшней Земли. Примерно через 50 миллионов лет включился ядерный двигатель Солнца, и оно стало звездой главной последовательности.

Внутренние области формирующейся Солнечной системы были очень горячи, поэтому летучим компонентам - таким как вода - оседать не удавалось. Каменные, богатые металлами планеты формировались на основе атомов элементов с высокими температурами плавления: железа, никеля, сплавов алюминия, силикатов - ныне это основы вулканических пород, наблюдаемых на Земле. Планеты земной группы - Меркурий, Венера, Земля и Марс - постепенно росли от слияния меньших объектов. Считается, что внутренние планеты сформировались дальше от Солнца, чем их сегодняшнее расположение, поскольку их орбиты сжимались по мере того, как планеты замедлялись при движении сквозь газ, который все еще оставался в постепенно рассеивающемся диске.

Гигантские газовые планеты - Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун - формировались дальше, за «снеговой линией», где летучие компоненты остаются замерзшими. Эти планеты были достаточно велики, и потому им удалось всосать атмосферы из водорода и гелия. Эта четверка составляет 99 % массы, вращающейся вокруг Солнца. Через 10 миллионов лет молодое Солнце размело весь оставшийся в диске газ, планеты заняли свои места и перестали расти. Изначально считалось, что планеты в основном формировались там, где мы видим их сегодня. Но в ХХ веке астрономы поняли, что все было иначе. Они разработали новые теории и предположили, что планеты в действительности активно перемещались из-за столкновений - так называемого космического бильярда.

Когда внутренние планеты почти сформировались, в их зоне все еще было много эмбрионов планет размером с Луну. Они мощно сталкивались с готовыми планетами. Мы знаем, что это происходило: Земля приобрела Луну в одном из таких столкновений, Меркурий потерял большую часть своей внешней оболочки в другом. Наиболее вероятная причина этих столкновений в том, что орбиты планет тогда были более вытянутыми и потому часто пересекали траектории меньших объектов. С тех пор орбиты поменяли форму и сделались почти круговыми - возможно, путем последовательных столкновений или тяготения обломков. Каменные осколки в поясе астероидов между Марсом и Юпитером могут быть остатками планеты, разбитой множеством столкновений. Эта зона была особенно подвержена катаклизмам из-за гравитационного влияния Юпитера, самой крупной планеты Солнечной системы. Смещение орбиты Юпитера вызвало обильные разрушения. Гравитационный «резонанс» взбаламутил зону, прилежащую к его орбите. Последовавшие столкновения разнесли находившуюся там планету, от которой осталась лишь россыпь астероидов. Некоторые ледяные астероиды из этого пояса могло занести на орбиту Земли, из-за чего на молодой планете появилась вода. Могли доставить воду и кометы. Юпитер и другие внешние планеты на поздних стадиях формирования активно перемещались. На радиусах самых внешних планет диск был бы слишком холодным и рассеянным, чтобы получались по-настоящему крупные объекты. И потому Уран, Нептун и объекты пояса Койпера, включая Плутон и кометы, скорее всего, зародились ближе к Солнцу и были отброшены вдаль гравитационными взаимодействиями. Нептун, возможно, получился прямо внутри орбиты Урана, а затем выбрался за ее пределы. Вероятная причина - орбитальный танец, начавшийся между Юпитером и Сатурном через 500 миллионов лет после рождения Солнечной системы. Какое-то время период обращения у Юпитера был вдвое короче, чем у Сатурна, что вызвало резонансные колебания, которые отдавались во всей Солнечной системе. Нептун выпихнуло наружу, а мелкие ледяные тела разбросало в поясе Койпера.

Находящаяся в центре собственной Солнечной системы. Вокруг него вращаются восемь планет, одна из которых - это наш дом, планета Земля. Солнце является той звездой, от которой напрямую зависит наша жизнь и существование, ведь, не будь его, мы бы даже не родились. А если Солнце пропадет (как все-таки прогнозируют наши ученые, это произойдет в далеком будущем, через несколько миллиардов лет), то человечеству, да и всей планете в целом придется очень несладко. Именно поэтому оно на данный момент является самой главной звездой для нас. Одна из самых интригующих и интересных тем, связанных с космосом, - это строение и эволюция Солнца. Именно этот вопрос мы рассмотрим в этой статье.

Как эта звезда родилась?

Эволюция Солнца является очень важным вопросом для нашей жизни. Оно появилось гораздо раньше Земли. Ученые предполагают, что сейчас оно находится на середине своего жизненного цикла, то есть этой звезде уже порядка четырех или пяти миллиардов лет, что очень и очень много. Происхождение и эволюция Солнца тесно переплетаются между собой, ведь зарождение звезды играет важную роль в ее развитии.

Если говорить очень коротко, то Солнце образовалось от большого скопления газовых облаков, пыли и различных веществ. Вещества все накапливались и накапливались, вследствие этого центр данного накопления начал приобретать собственную массу и гравитацию. Затем это распространилось и по всей туманности. Дело дошло до того, что середина всей этой массы, состоящая из водорода, приобретает плотность и начинает затягивать в себя летавшие вокруг газовые облака и частицы пыли. Затем произошла термоядерная реакция, благодаря которой и зажглось наше Солнце. Так, постепенно разрастаясь, данная субстанция преобразовалась в то, что мы сейчас называем звездой.

На данный момент она является одним из главных источников жизни на Земле. Если бы только ее температура увеличилась на несколько процентов, то нас бы уже не существовало. Именно благодаря Солнцу наша планета зародилась и имела идеальные условия для дальнейшего развития.

Характеристики и состав Солнца

Строение и эволюция Солнца взаимосвязаны. Именно по его строению и еще нескольким факторам ученые и определяют то, что произойдет с ним в будущем и как это может повлиять на человечество, животный и растительный мир нашей планеты. Разузнаем немного об этой звезде.

Раньше считалось, что Солнце - обыкновенный желтый карлик, ничего собойне представляющий. Но позже выяснилось, что оно имеет в своем составе множество химических элементов, причем весьма массивных. Если подробно расписывать, из чего состоит наша звезда, можно потратить на это целую статью, так что можно упомянуть об этом лишь вкратце.

Самую весомую часть в составе Солнца играют водород и гелий. Также оно содержит множество других веществ, например, железо с кислородом, никелем и азотом, много других, однако на их долю приходится всего 2% состава.

Поверхностное покрытие этой звезды называется короной. Она очень тонкая, так что ее практически не видно (за исключением тех случаев, когда Солнце темнеет). Корона имеет неровную поверхность. В связи с этим она покрывается дырами. Именно через эти дыры с огромной скоростью просачивается солнечный ветер. Под тонкой оболочкой находится хромосфера, которая в толщину вытянулась на 16 тысяч километров. Именно в этой части звезды происходят различные химические и физические реакции. Тут же и образуется знаменитый солнечный ветер - наплыв вихря энергии, который зачастую является причиной различных процессов на Земле (северные сияния и магнитные бури). А самые мощные бури огня происходят в фотосфере - плотном и не просвечивающем слое. Основная задача газов в данной части - это потребление энергии и света из более нижних слоев. Температура здесь достигает шести тысяч градусов. Место обмена энергии газов - в конвективной зоне. Отсюда газы поднимаются в фотосферу, а затем обратно возвращаются для получения необходимой энергии. А в котле (самом нижнем слое звезды) происходят очень важные и сложные процессы, связанные с протонными термоядерными реакциями. Именно отсюда все Солнце получает свою энергию.

Последовательность эволюции Солнца

Вот мы и подошли к самому главному вопросу нашей статьи. Эволюция солнца - это изменения, происходящие со звездой в процессе ее жизни: начиная от рождения и заканчивая смертью. Ранее говорилось, почему людям важно знать об этом процессе. Сейчас же мы разберем несколько стадий эволюции Солнца по порядку.

Через один миллиард лет

Прогнозируется повышение температуры солнца на один десяток процентов. В связи с этим все живое на нашей планете вымрет. Так что остается надеяться на то, что люди освоят другие галактики к этому времени. Возможно и то, что некоторая жизнь в океане все-таки сможет иметь шанс на существование. Наступит период максимальной температуры звезды за всю ее жизнь.

Через три с половиной миллиардов лет

Яркость Солнца увеличится чуть ли не вдвое. В связи с этим произойдет полное испарение и улетучивание воды в космос, после чего любая земная жизнь не будет иметь и шанса на существование. Земля станет подобна Венере. Далее в процессе эволюции Солнца его энергетический источник начнет постепенно выгорать, покров расширится, а ядро, наоборот, начнет уменьшаться.

Через шесть с половиной миллиардов лет

В центральной точке солнца, где находится источник энергии, запасы водорода до конца истощатся, а гелий начнет собственное сжатие из-за того, что не может существовать в подобных условиях. Частицы водорода продолжают сгорать лишь в короне Солнца. Сама звезда начнет превращаться в сверхгиганта, увеличиваясь в объемах и размере. Яркость постепенно будет повышаться вместе с температурой, что приведет к еще большему расширению.

Через восемь миллиардов лет (крайняя стадия развития Солнца)

Горение водорода запустится по всей звезде. Это когда ее ядро накаляется очень и очень сильно. Солнце совсем сойдет со своей орбиты в процессе расширения от всех вышеперечисленных процессов и будет вправе называться красным гигантом. В этот момент радиус звезды разрастется более чем в 200 раз, а поверхность ее охладится. Земля же не поглотится разгоревшимся Солнцем и отойдет со своей орбиты. Позже она может быть поглощена. Но если этого и не произойдет, то все равно вся вода на планете перейдет в газообразное состояние и улетучится, а атмосфера все-таки будет поглощена сильнейшим солнечным ветром.

Итог

Как говорилось ранее, эволюция Солнца очень сильно повлияет на нашу жизнь и существование планеты в целом. Как не очень сложно догадаться, в любом случае это будет очень плохо для Земли. Ведь вследствие своей эволюции звезда разрушит всю цивилизацию, возможно, и вообще поглотит нашу планету.

Делать такие выводы было просто, ведь люди уже знали, что Солнце - это звезда. Эволюция Солнца и звезд того же размера и типа протекает похожим способом. На почве этого и строились, а также подтверждались фактами эти теории. Смерть - неотъемлемая часть жизни любой звезды. И если человечество хочет выжить, то нам придется в будущем вложить все силы в то, чтобы покинуть нашу планету и избежать ее участи.

Реферат по астрономии выполнил: Каримов А.

Возраст звезд и Солнца

Возраст небесных тел определяют разными методами. Самый точный из них состоит в определении возраста горных пород по отношению количества в ней радиоактивного элемента урана к количеству свинца. Свинец является конечным продуктом самопроизвольного распада урана. Скорость этого процесса известна точно, и изменить ее нельзя никакими способами. Чем меньше урана осталось и чем больше свинца накопилось в породе, тем больше ее возраст. Самые древние горные породы в земной коре имеют возраст, очевидно, несколько раньше, чем земная кора. Изучение окаменелых остатков животных и растений показывает, что за последние сотни миллионов лет излучение Солнца существенно не изменилось. Значит, Солнце должно быть старше Земли. Есть звезды, которые, как доказал впервые академик В. А. Амбарцумян, много моложе, чем Земля. По темпу расходования энергии горячими сверхгигантами можно судить о том, что возможные запасы их энергии позволяют им расходовать еще так щедро лишь короткое время. Значит, горячие сверхгиганты молоды - им 1млн.-10млн. лет.

Молодые звезды находятся в спиральных ветвях галактики, как и газовые туманности, из вещества которых возникают звезды. Туманности удерживается в ветвях магнитным полем, звезд же магнитное поле удержать не может. Звезды, не успевшие рассеяться из ветви, молоды. Выходя из ветви, они стареют.

Звезды шаровых скоплений, по современной теории внутреннего строения и эволюции звезд, самые старые. Им может быть до 10млрд. лет. Ясно, что звездная система – галактики должны быть старше, чем звезды, из которых они состоят. Возраст большинства из них должен быть не меньше, чем 10млрд. лет. В звездной Вселенной происходит не только медленные изменения, но и быстрые, даже катастрофические. Например, за время порядка года обычная, по-видимому, звезда вспыхивает, как «сверхновые», и за то же примерно время спадает в блеске. В результате она, вероятно, превращается в крохотную звезду, состоящую из нейтронов и вращающуюся с периодом порядка секунды и быстрее. Ее плотность (при спаде) возрастает до плотности атомных ядер и нейтронов, и она становиться мощнейшим излучателем радио - и рентгеновских лучей, которые, как ее свет, пульсируют с периодом вращения звезды. Примером такого пульсара, как их называют, служит слабая звездочка в центре расширяющейся Крабовидной радиотуманности. Остатков вспышек сверхновых звезд в виде пульсаров и радиотуманностей, подобных Крабовидной, известно уже много.

В первую очередь наукой был поставлен вопрос о происхождении солнечной системы, но впоследствии стало ясно, что он должен решаться вместе с проблемой происхождения и развития звезд. Пожалуй, и ее трудно решить правильно без знания того, как формируются и развиваются галактики.

Зависимость эволюции звезд от их массы.

По современным представлениям, жизненный путь одиночной звезды определяется её начальной массой и химическим составом. Чему равна возможная минимальная масса звезды, с уверенностью мы сказать не можем. Дело в том, что маломассивные звёзды очень слабые объекты и наблюдать их довольно трудно. Теория звёздной эволюции утверждает, что в телах массой меньше чем семь-восемь сотых долей массы Солнца долговременные термоядерные реакции идти не могут. Эта величина близка к минимальной массе наблюдаемых звёзд. Их светимость меньше солнечной в десятки тысяч раз. Температура на поверхности подобных звёзд не превосходит 2-3 тыс. градусов. Одним из таких тусклых багрово-красных карликов является ближайшая к Солнцу звезда Проксима в созвездии Центавра.

В звездах большой массы, напротив, эти реакции протекают с огромной скоростью. Если масса рождающейся звезды, превышает 50 – 70 солнечных масс, то после загорания термоядерного топлива чрезвычайно интенсивное излучение своим давлением может просто сбросить излишек массы. Звезды, масса которых близка к предельной, обнаружены, например, в туманности Тарантул в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако. Есть они и в нашей Галактике. Через несколько миллионов лет, а может быть и раньше, эти звезды могут взорваться как сверхновые (так называют взрывающиеся звезды с большой энергией вспышки).

Строение звёзд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в её недрах происходит интенсивное перемешивание вещества, подобно кипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую её часть составляет конвективное ядро. Остальная часть звезды сохраняет при этом равновесие. Источник энергии находится в конвективном ядре. По мере превращения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает, а его объём уменьшается. Внешние же области звезды при этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура её поверхности падает. Горячая звезда - голубой гигант - постепенно превращается в красный гигант.

Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звёзды с массой в 100 раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет две-три солнечных, срок жизни увеличивается до миллиарда лет.

Стадии развития звезд.

Рождение звёзд - процесс таинственный, скрытый от наших глаз, даже вооружённых телескопом. Лишь в середине XX в. астрономы поняли, что не все звёзды родились одновременно в далёкую эпоху формирования Галактики, что и в наше время появляются молодые звёзды. В 60 - 70-е гг. была создана самая первая, ещё очень грубая теория образования звёзд. Позднее новая наблюдательная техника - инфракрасные телескопы и радиотелескопы миллиметрового диапазона - значительно расширила наши знания о зарождении и формировании звёзд. А начиналось изучение этой проблемы ещё во времена Коперника, Галилея и Ньютона.

Создав теорию всемирного тяготения, Исаак Ньютон подтолкнул многих любознательных людей к размышлениям о причинах эволюции небесных тел. Один из образованных и честолюбивых священников, доктор Ричард Бентли, стремившийся использовать научные достижения для обоснования бытия Бога, детально изучал труды Ньютона и время от времени обращался к великому физику с вопросами.

В одном из писем Бентли спросил, не может ли сила тяготения объяснить происхождение звёзд. Ньютон стал размышлять на эту тему и в ответном послании молодому священнику от 10 декабря 1б92 г. изложил свой взгляд на возможность гравитационного скучивания космического вещества: «...Если бы это вещество было равномерно распределено по бесконечному пространству, оно никогда не могло бы объединиться в одну массу, но часть его сгущалась бы тут, а другая там, образуя бесконечное число огромных масс, разбросанных на огромных расстояниях друг от друга по всему этому бесконечному пространству.

Именно так могли образоваться Солнце и неподвижные звёзды...».

С того времени идея Ньютона почти никем и никогда не оспаривалась. Но понадобилось три столетия, чтобы великая догадка стала надёжной теорией, прочно опирающейся на наблюдения.

Что имел в виду Ньютон, говоря о веществе, распределённом в пространстве? Действительно, межзвёздное вещество было открыто сразу после изобретения телескопа.

Газовые облака выглядят на небе как туманные пятнышки. Н. Пейреск в 1612 г. впервые упомянул о Большой туманности Ориона. По мере совершенствования телескопов были обнаружены и другие туманные пятна. В каталоге Шарля Мессье (1783 г.) их описано 103, а в списках Уильяма Гершеля (1818г.) отмечено уже 2500 объектов «не звёздного вида». Наконец, в «Новом общем каталоге туманностей и звёздных скоплений» Джона Дрейера (1888 г.) значится 7840 незвёздных объектов.

В течение трёх столетий туманности, особенно спиральные, считались сравнительно близкими образованиями, связанными с формированием звёзд и планет. Гершель, например, был абсолютно уверен, что он не только нашёл множество облаков дозвёздного вещества, но даже собственными глазами видит, как это вещество под действием тяготения постепенно изменяет свою форму и конденсируется в звёзды.

Как позже выяснилось, некоторые туманности действительно связаны с рождением звёзд. Но в большинстве случаев светлые туманные пятна оказались не газовыми облаками, а очень далёкими звёздными системами. Так что оптимизм астрономов был преждевременным и путь к тайне рождения звёзд предстоял ещё, долгий.

К середине XIX в. физики могли применить к звёздам газовые законы и закон сохранения энергии. С одной стороны, они поняли, что звёзды не могут светить вечно. Источник их энергии ещё не был найден, но, каким бы он ни оказался, всё равно век звезды отмерен и на смену старым должны рождаться новые звёзды.

С другой стороны, те яркие и горячие облака межзвёздного газа, которые смогли обнаружить астрономы в свои телескопы, явно не устраивали физиков как предполагаемое вещество будущих звёзд. Ведь горячий газ стремится расширяться под действием внутреннего давления. И физики не были уверены, что гравитация сможет победить давление газа.

Итак, что же победит - давление или гравитация? В 1902 г. молодой английский физик Джеймс Джине впервые исследовал уравнения движения газа с учётом гравитации и нашёл, что они имеют два решения. Если масса газа мала и его тяготение слабо, а нагрет он достаточно сильно, то в нём распространяются волны сжатия и разрежения - обычные звуковые колебания. Но если облако газа массивное и холодное, то тяготение побеждает газовое давление. Тогда облако начинает сжиматься как целое, превращаясь в плотный газовый шар - звезду. Критические значения массы (Мj) и размера (Rj) облака, при которых оно теряет устойчивость и начинает неудержимо сжиматься - коллапсировать, с тех пор называют джинсовскими.

Характеристики основных состояний межзвездного газа

Однако во времена Джинса и даже гораздо позже астрономы не могли указать тот газ, из которого формируются звёзды. Пока они искали дозвёздное вещество, физики наконец поняли, почему звёзды светят. Исследования атомного ядра и открытие термоядерных реакций позволили объяснить причину длительного свечения звёзд.