Звезда из чего состоит

Нейтронная звезда оказалась сверхтекучей

Автор Ирина Шлионская 06.02.2011 14:00 Наука » Экология » Космос

Мы привыкли воспринимать звезды как облака раскаленного газа, а оказывается, они могут пребывать также и в жидком состоянии. К таким независимым выводам пришли две группы астрофизиков из Московского физико-технического института имени Иоффе и Национального автономного университета Мексики, наблюдая за нейтронной звездой под названием Кассиопея А.

Фото: AP

Нейтронные звезды образуются в результате взрыва сверхновых и представляют собой конечный этап жизни светила. Они состоят из нейтронной сердцевины и тонкой коры вырожденного вещества с преобладанием ядер железа и никеля. Размер таких небесных тел очень мал — около 20-30 километров в диаметре. Зато плотность чрезвычайно высока и в несколько раз превышает плотность атомного ядра. По словам специалистов, вещество, из которого состоят звезды, настолько плотно, что протоны и электроны «слипаются» между собой, образуя нейтроны.

Интересно, что существование нейтронных звезд было теоретически предсказано еще до того, как они были открыты. В 1933 году астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки высказали предположение, что в результате взрыва сверхновых образуются подобные объекты. Первое же официально признанное наблюдение такой звезды относится к 1968 году.

Когда были обнаружены нейтронные звезды, ученые предположили, что материя, из которой состоят их ядра, может переходить в сверхтекучее состояние — при этом ее вязкость становится равной нулю и отсутствие трения позволяет веществу, к примеру, с легкостью просачиваться через узкие отверстия… Под воздействием высоких давлений и температур происходят процессы образования нейтрино, способствующих охлаждению звезды. Одним из свойств таких объектов является изменение их температуры и магнитного поля. Однако до недавних пор все эти предположения существовали лишь в теории и не подтверждались фактическими доказательствами.

В 2004 году астрофизики обратили внимание на то, что звезда Кассиопея А быстро охлаждается. Они высказали предположение, что это объясняется переходом объекта в сверхтекучее состояние. Ученые смогли определить параметры падения температуры, однако у них не хватало данных наблюдений, чтобы уточнить, при какой температуре происходит переход в жидкую форму.

Эти данные были получены не так давно при помощи орбитальной рентгеновской лаборатории Chandra. Оказалось, что с 1999 года, когда была обнаружена Кассиопея А, ее температура снизилась на целых четыре процента.

Изменения температуры других нейтронных звезд зафиксировать не удалось, так как процесс происходит очень медленно и для того, чтобы получить нужные параметры, требуется гораздо большее количество времени.

Фото: AP

Правда, две группы исследователей разошлись по поводу точных значений температуры звезды, необходимых для ее перехода в сверхтекучее состояние. Российские астрофизики считают, что это значение соответствует 0,5 миллиарда кельвинов. Мексиканцы же убеждены, что оно находится в пределах от 0,7 до 0,9 миллиарда кельвинов (ноль кельвинов соответствует температуре минус 273,15 градуса по Цельсию).

Читайте также: Российские астрономы открыли редкую звезду

Звезда Кассиопея А находится в созвездии Кассиопеи, которое можно наблюдать в Северном полушарии неба. Туда входят 150 звезд, хорошо видимых с Земли невооруженным глазом. 90 из них отличаются повышенной яркостью. Большая часть созвездия Кассиопеи расположена в районе Млечного Пути и содержит множество рассеянных звездных скоплений.

Созвездие легко найти на небе: его ярчайшие звезды образуют фигуру, которая в декабре похожа на букву «М», а в июне на букву «W». Кассиопея А, расположенная между β Кассиопеи и δ Цефея, является самой юной из наблюдаемых нейтронных звезд нашей Галактики. От Земли ее отделяет расстояние около 11,3 тысячи световых лет. Возможно, именно ее в 1680 году наблюдал британский королевский астроном Джон Фламстид.

Эта звезда является мощнейшим источником галактического радиоизлучения. В 1951 году при помощи фотопластинок, чувствительных к красному свету, вблизи Кассиопеи А были зафиксированы обрывки небольшой радиотуманности. Скорость ее расширения указывала на то, что взрыв, в результате которого образовалась туманность, произошел примерно в 1667 году.

Читайте также: «Звезда дьявола» станет вторым солнцем?

А в прошлом году была открыта самая тяжелая из всех известных нейтронных звезд. Масса этого светила составляет около 1,97 массы Солнца, что намного превышает существовавшие ранее гипотетические пределы.

Читайте самое интересное в рубрике «Наука и техника»

Общая астрономия. Далекая Вселенная. Молодые звёзды

Наблюдения определенно указывают на то, что самые молодые звезды находятся там, где сосредоточены большие массы диффузного, разреженного вещества. Только что возникшие звезды наблюдаются в больших и плотных молекулярных облаках. Наблюдаются даже и протозвезды, погруженные в сгущения газа и пыли, из которых они образовались. Так, астрономы полагают, что давно уже известная, но не вполне обычная звезда Т Тельца и некоторые другие подобные ей звезды — это в действительности протозвезды, т. е. плотные сгущения, разогреваемые при сжатии за счет потенциальной энергии тяготения, а не вследствие ядерных реакций. Светимость протозвезд почти такая же, как у звезд той же массы; но их размеры заметно больше и потому протозвезды, особенно их поверхностные слои, заметно холоднее, а их свет краснее, чем у уже сформировавшихся звезд.

Звезды типа Т Тельца обычно погружены в темные туманности. Удивительное проявление протозвезд — комические мазеры. Устройства, изобретенные и построенные физиками с немалыми усилиями, действуют, оказывается, сами собой в космической среде. Как известно, мазерный эффект возникает тогда, когда среда, в которой распространяется излучение от какого-либо источника, находится, так сказать, в активированном состоянии, т. е. когда в ней имеется аномально много возбужденных атомов или молекул. Активация, или, как говорят, энергетическая накачка, среды должна осуществляться каким-то другим, посторонним источником. Фотоны с энергией, соответствующей переходу с возбужденного уровня энергии атома или молекулы на основной, будут вызывать при своем распространении в такой среде излучение новых фотонов той же энергии, вынуждая атомы и молекулы возвращаться в невозбужденное состояние. В результате поток фотонов данной энергии может оказаться, таким образом, очень существенно усиленным).

Такое неожиданно интенсивное излучение из молекулярных облаков в Большой Туманности Ориона и было обнаружено в 1965 г. в радиоастрономических наблюдениях на длине волны 18 см, соответствующей переходу с возбужденного на основной уровень энергии в уже упоминавшейся молекуле гидроксила. По идее, высказанной И. С. Шкловским, это излучение обязано мазерному механизму, действующему в плотных облаках, превращающихся в протозвезды, или в поверхностных слоях протозвезд. Наблюдения показали, что излучение приходит из довольно плотных участков среды, где концентрация частиц, главным образом, по-видимому, молекул — составляет 108—109 на кубический сантиметр. Размеры излучающих областей — около одной сотой парсека. Температура вещества оценивается приблизительно в тысячу Кельвинов. Вероятно, именно такими и должны быть условия в оболочке протозвезды.

Вопрос об источнике энергетической накачки, необходимой для усиления излучения, остается пока открытым (возможно, она обеспечивается достаточно мощным инфракрасным излучением нагретой пыли или самой, протозвезды), но в пользу гипотезы оболочек протозвезд как среды для мазерного эффекта служит тот факт, что в больших молекулярных облаках, где наблюдаются мазерные источники, всегда имеются только что образовавшиеся молодые, яркие звезды — верный указатель продолжающегося процесса звездообразования. Превращение протозвезды в звезду сопровождается существенными изменениями в окружающей ее среде. Это связано, прежде всего, с влиянием на среду излучения звезды, которое становится более коротковолновым. По мере прогрева поверхности звезды цвет испускаемого ею излучения меняется от красного к голубому; в излучении появляются и фотоны ультрафиолетовой части спектра. Эти «горячие» фотоны разрушают молекулы, ультрафиолетовое излучение заставляет молекулы водорода диссоциировать на атомы.

Затем, при появлении в излучении звезды еще более коротковолновых фотонов, происходит диссоциация атомов водорода на протоны и электроны, и газ становится ионизованным. Ионизованный водород образует вокруг звезды сферический слой, называемый в астрономии зоной Н II. Фотоны производят и разогрев ионизованного газа, отдавая свою энергию электронам и протонам, так что температура газа в зоне НИ достигает десяти тысяч градусов. Так как газ здесь гораздо горячее, чем в окружающем эту зону облаке (где температура не выше 10—100 Кельвинов), то и давление в зоне ионизованного водорода больше, чем снаружи. Это создает силу, которая заставляет горячую зону расширяться, пока давление внутри нее не сравняется с внешним давлением. Зоны Н II излучают видимый свет и потому уже давно известны астрономам. Надежно установлена и их связь с молодыми звездами. При этом чаще всего внутри каждой такой зоны имеется не одна, а несколько молодых горячих звезд.

Это массивные и яркие звезды. Они принадлежат к классам О и В по спектральной классификации, в которой все звезды, в зависимости от их цвета делятся на 9 классов, обозначаемых буквами О, В, A, F, G, К, М, R, N в порядке изменения цвета от голубого к красному. (Солнце принадлежит к промежуточному, срединному классу G; на среднюю зеленовато-желтую часть солнечного спектра приходится максимум чувствительности глаза.) По всем признакам, по которым судят о возрасте звезд, звезды классов О и В.— это самые молодые звезды в Галактике. Замечательная особенность звезд классов О и В состоит в том, что они в большинстве своем объединяются в группы, насчитывающие до нескольких сотен звезд. Такие группы называют ОВ-ассоциациями. Как впервые заметил В. А. Амбарцумян, это обстоятельство указывает на то, что звезды образуются не поодиночке, а коллективно, группами. Более того, согласно новейшим данным, молодые звезды практически всегда составляют группировки того или иного рода. Наиболее крупные из них — гигантские звездные комплексы, обнаруженные Ю. Н. Ефремовым.

Почти все известные в Галактике ОВ-ассоциации являются частями звездных комплексов или очень молодых звездных скоплений, которые тоже, как правило, входят в звездные комплексы. Типичный возраст звезд в звездных комплексах не превышает 50 миллионов лет. Звездные комплексы, несомненно, образуются в больших молекулярных облаках — самых крупных сгущениях газа и пыли. Внутри них наблюдаются и молекулярные мазеры-протозвезды, и ОВ-ассоциации, и зоны H II. При этом иногда удается проследить последовательность событий, развивающихся в молекулярном облаке и связывающих протозвезды, ОВ-ассоциации и зоны Н II в единую эволюционную цепь. Наиболее значительное открытие в этой области сделано несколько лет назад А. Блаау (Голландия). Он установил, что ОВ-ассоциации состоят из подгрупп, насчитывающих каждая от 5 до 20 звезд, причем эти подгруппы располагаются в объеме ассоциации по возрасту: подгруппа самых молодых членов ассоциации лежит на одном краю ассоциации, тогда как самые старые ее члены составляют подгруппу, лежащую на противоположном краю ассоциации.

Такая возрастная последовательность в местоположении подгрупп означает, что звездообразование, породившее ассоциацию, протекало последовательными вспышками, причем возникновение одной вспышки инициировало другую вспышку в соседней области. По облаку распространялась как бы волна звездообразования, формировавшая звезды сначала на одном его краю, а затем перемещавшаяся к противоположному краю. Б. Элмгрин и Ч. Лада нашли простой и убедительный космогонический механизм, способный привести к обнаруженному Блаау явлению. Они исходили из того, что область ионизованного и горячего водорода, область Н II, возникающая вокруг новорожденной звезды класса О или В, расширяется и толкает перед собой окружающий ее холодный газ. Скорости, сообщаемые таким образом холодному газу, составляют 5 или даже 10 км/с, что больше скорости звука в этом газе (последняя не превышает одного километра в секунду). Поэтому в холодном молекулярном газе возникает ударная волна, которая формирует за своим фронтом слой сжатого и разогретого газа.

Постепенное охлаждение газа из-за излучения ведет к его дальнейшему уплотнению, и через несколько миллионов лет температура и давление в нем упадут настолько (а плотность настолько возрастет), что станет возможна гравитационная конденсация слоя. Как мы говорили в начале этой главы, конденсация сопровождается каскадной фрагментацией вещества. В условиях газо-пылевой среды в молекулярных облаках она протекает не совсем так, как в первичном газе прото-галактики. Например, здесь уже невозможно поддержание температуры на уровне десяти тысяч Кельвинов; охлаждение газа при наличии в нем примеси углерода, кислорода, азота снижает температуру до значений, в сотни раз меньших.

Но, вероятно, именно поэтому в таком процессе способны рождаться преимущественно звезды большой массы. Молодые массивные звезды — всегда звезды классов О и В. А это означает, что они в свою очередь тоже формируют вокруг себя зону Н II; новая зона H II создает новую ударную волну в свежем молекулярном газе, которая еще через несколько миллионов лет порождает новую вспышку звездообразования. Процесс снова и снова повторяется, перемещая очаг звездообразования с одного края облака на другой. В этой картине находят наглядное объяснение и сам факт существования звездных подгрупп разного возраста в одной ассоциации, и возрастная последовательность в расположении подгрупп. Более того, недавно появились прямые наблюдательные данные о волнах звездообразования, распространяющихся в больших молекулярных облаках. Например, яркая туманность в созвездии Кассиопеи, представляющая собой светящееся облако ионизованного водорода с погруженными в него молодыми звездами, является, как показали радионаблюдения, частью крупного молекулярного облака размером в 50 пс.

Сама туманность Кассиопеи состоит из двух зон Н II. Крайняя восточная зона (ее обозначают 1C 1805)—это довольно старая, диффузная зона Н II, которая расширяется и рассеивается, обнажая внутри себя подгруппу по крайней мере из двадцати звезд классов О и В, далее к западу от нее располагается более молодая и менее разреженная зона Н II (ее обозначают 1C 1795), которая тоже расширяется. Она, безусловно, содержит молодые звезды, но они скрыты от нас облаками газа и пыли. Западная граница молодой зоны Н II движется в глубь молекулярного облака. Вблизи этой границы имеется несколько весьма компактных источников радиоизлучения и излучения в инфракрасной области спектра — это массивные протозвезды или только что сформировавшиеся массивные звезды. Именно так и должна выглядеть волна звездообразования в молекулярном облаке. Но что породило первые яркие звезды, с которых началась «цепная реакция» звездообразования? Несомненно, это связано с каким-то внешним воздействием на молекулярное облако.

Может быть, на него налетело соседнее молекулярное облако — ведь облака хаотически движутся друг относительно друга в диске Галактики. Скорость сталкивающихся облаков больше, чем скорость звука в их веществе; поэтому такое столкновение могло привести к формированию ударной волны на соприкасающихся краях облаков. Вернее, возникают две ударные волны, которые распространяются в разные стороны от поверхности соприкосновения облаков, и в каждом из них за фронтом ударной волны формируется слой уплотненного газа, способный претерпеть дальнейшую гравитационную конденсацию и фрагментацию. Правда, расчет показывает, что вероятность таких столкновений не очень велика; вряд ли можно ожидать во всей Галактике более одного столкновения за каждые десять миллионов лет. Для наблюдаемого темпа звездообразования в молекулярных облаках этого, по-видимому, недостаточно. Другая возможность связана с взрывами звезд на поздних этапах их эволюции. Такие взрывы наблюдали в нашей Галактике и наблюдают в других галактиках как вспышки сверхновых.

При таком явлении оболочка звезды, а то и весь ее материал, выбрасывается с большой скоростью, что создает в окружающей среде взрывную ударную волну. Если это произошло не очень далеко от соседнего молекулярного облака (в пределах нескольких парсеков), то в этом облаке вполне может возникнуть достаточно значительное уплотнение, чтобы «поджечь» в нем процесс звездообразования. Наконец, ударные волны в молекулярных облаках могут возникнуть благодаря спиральной волне плотности в диске Галактики. Вращение диска Галактики превращает распространяющиеся в нем возмущения в спиральные волны. Эти волны «накатываются» на холодный газ облаков со скоростью, которая больше скорости звука в газе, что и порождает в облаках ударные волны. Астрономы заметили, что в молекулярных облаках, лежащих вдоль спиральных рукавов, зоны Н II встречаются чаще, чем в тех облаках, которые находятся вне рукавов. Возможно, это как раз и связано с ударными волнами, которые возбуждаются в облаках спиральными волнами и порождают в свою очередь горячие звезды. Возможно, все три механизма, о которых мы сказали, способны так или иначе действовать в реальных условиях межзвездной среды; во всяком случае на основании тех данных, которые сейчас имеются, ни одному из них нельзя определенно отдать предпочтение.

Другой вопрос, который возникает в связи с картиной цепной реакции звездообразования, представляется, пожалуй, более трудным. Как объяснить на этом пути образование не только массивных звезд классов О и В, но и обычных звезд, подобных Солнцу, которых больше всего? Эти звезды тоже возникают путем гравитационной конденсации и фрагментации вещества и, вероятно, в тех же вспышках звездообразования, которые порождают массивные звезды. Дробление большого сгустка на крупные фрагменты вряд ли обходится без появления «осколков» меньших масс, которых может быть много больше по числу, чем массивных фрагментов. В процессе дробления, порождающем достаточно большое число фрагментов, могут действовать весьма общие статистические закономерности, не зависящие от природы фрагментирующихся тел и от конкретных механизмов фрагментации. В 40-е годы А. Н. Колмогоров обратил внимание на то, что, согласно многочисленным эмпирическим данным, размеры и массы частичек золота, вымываемых из золотоносного песка, всегда распределены по вполне определенному (логарифмически нормальному) закону.

Наибольшее число частиц имеет некоторую среднюю массу, а меньших и больших по массе частиц тем меньше, чем сильнее отличие их массы от средней. А. Н. Колмогоров доказал, что такое распределение возникает в очень большом числе самых разнообразных процессов дробления, или, как мы бы сказали, каскадной фрагментации, когда исходная масса последовательно делится на всё меньшие части. При этом и исходная масса, и любой ее фрагмент могут распадаться в каждом отдельном акте дробления на произвольное число фрагментов, произвольно распределенных по массам. Нужно только,— но это довольно сильное условие,— чтобы вероятность фрагментации в каждом акте не зависела от величины исходной массы. Астрономические данные о массах звезд, теоретически и наблюдательные соображения о темпе их эволюции позволили Э. Солпитеру (США) построить эмпирический закон распределения звезд по массам. Согласно этому закону число звезд с данной массой тем меньше, чем больше эта масса. В отличие от распределения А. Н. Колмогорова, этот закон не выделяет никакой средней, типичной массы. Но он, вероятно, не распространяется на звезды самых малых масс, которых, по-видимому, должно быть всё же меньше, чем типичных — это означает наличие «завала» к малым массам в действительном распределении звезд.

Реальный закон распределения звезд по массам — с учетом такого «завала» — вряд ли может быть, однако, строго симметричным относительно какой-то типичной массы: скорее всего, имеется перевес в сторону малых масс. Из сопоставления этих соображений с теорией А. Н. Колмогорова следует, что, по-видимому, имеется определенная зависимость вероятности фрагментации от массы фрагментов (т. е. при образовании звезд нарушается условие, принятое в математической теории). Такая зависимость должна иметься в том случае, когда размеры фрагментов в каждом акте дробления лишь немного превышают джинсову длину.

Схема каскадной фрагментации, о которой мы говорили в связи с первыми звездами Галактики, действует и для звезд новых поколений, хотя конкретные физические процессы (теплоотвод, охлаждение и нагрев газа) имеют в этом случае иной характер. Последовательная теория, позволяющая объяснить как характерные массы звезд, так и распределение звезд по массам, должна сочетать в себе идеи каскадной фрагментации с универсальными результатами теории вероятностей, подобными закону Колмогорова. Такая теория пока еще не построена. Но интересно, что каскадная фрагментация при звездообразовании действительно происходит так, что размеры фрагментов близки к критической джинсовой длине, и потому можно ожидать, что закон распределения звезд по массам на самом деле должен быть несимметричным относительно типичной массы, на что и указывает закон Солпитера.

Вверх
Авторство, источник и публикация: 1. Подготовлено проектом ‘Астрогалактика’ 2. Публикация проекта 16.12.2006

Главная страница раздела

Много ли мы знаем о звёздах?

Много ли мы на самом деле знаем о звёздах?
Какие есть аргументы, что на Солнце действительно водород превращается в гелий?
Откуда известно, что Солнце состоит в основном из водорода?
Какие проблемы до сих пор стоят перед астрофизикой?
Здесь я публикую материал из фейсбука Василия Янчилина , посвящённый нетрадиционному взгляду на звёзды.

1. Что известно о звёздах современной науке?
Не так давно издательство «Физматлит» начало выпускать серию книг «Астрономия и астрофизика». Серия достаточно интересная и познавательная. И вот что я прочитал в самом начале 3-й книги «Звезды»: (смотри рисунок)

Итак, во второй половине ХХ века правительства многих стран выделяли очень крупные суммы денег на создание термоядерного реактора. Уже были созданы атомная и водородная бомбы. Уже был проделан путь от атомной бомбы к атомному реактору. Оставалось проделать путь от водородной бомбы к термоядерному реактору. Эта тема активно обсуждалась в СМИ. Ставилась цель – зажечь аналог Солнца на Земле, и таким образом раз и навсегда решить проблему нехватки энергии.
Целая армия физиков-ядерщиков из разных стран была активирована для решения этой задачи. Они получили в своё распоряжение самые быстродействующие ЭВМ. Они получили лучшие лаборатории, оснащённые самым современным оборудованием. Они получили денежное финансирование, достаточное для реализации любых самых смелых проектов. Они имели возможность оповещать весь мир о своих достижениях, публикуя их в самых престижных научных журналах. Специально для них были созданы новые научные журналы.
Решили ли они поставленную задачу? Нет, не решили.
Даже не приблизились к её решению. Даже сейчас ещё очень далеко до создания термоядерного реактора.
Почему они собирались решить задачу?
Разве они не понимали, насколько она трудна? Были некомпетентными специалистами?
Или сознательно обманывали своих спонсоров? Это ещё хуже – это уголовная ответственность.
Кто-нибудь из руководителей этих проектов понёс ответственность? Я ничего не слышал об этом. Все они остались уважаемыми учёными: сохранили свои посты и жалования. Ну и т.д.
Итак, что мы имеем. Задачу, на которую были выделены деньги, ЭВМ, лаборатории, место в научных журналах, физики-ядерщики не решили.
Но! Здесь важное «но». Вместо этого они построили теорию звёздной эволюции. А что им оставалось делать? У них были лучшие ЭВМ, лаборатории, где они проводили ядерные реакции и возможность публиковать свои исследования в лучших научных журналах.
В связи с этим мне пришла в голову простая мысль. Если эти учёные не решили задачу, для которой были наняты, то стоит ли им верить в чём-то другом? Может быть, теория звёздной эволюции – это следствие их некомпетентности. Они не понимали, что не могли решить одну задачу, и, соответственно, не могли понять, что неправильно решили другую.
Пока это только предположение. В связи с ним возникают вопросы
1. Какие есть аргументы, что на Солнце действительно водород превращается в гелий?
2. Откуда известно, что Солнце состоит в основном из водорода?
3. Сделали ли наши создатели звёздной эволюции какое-нибудь нетривиальное предсказание?

2. Я никогда в этом не сомневался

Наверное, все читали или слышали, что в недрах звёзд идут термоядерные реакции. Я тоже читал об этом и был в этом уверен. Возможно, мне передалась уверенность авторов тестов. Даже когда было установлено, что поток солнечных нейтрино в 3 раза (или даже больше) меньше расчётного, не сомневался в термоядерном синтезе. Сейчас мне это кажется странным. Но вот когда в начале ХХI века проблема солнечных нейтрино была решена, у меня появились первые сомнения. Точнее, не понравилась та поспешность (и неуместное ликование), с которой учёные закрыли проблему.

Примерно 7 – 8 лет назад я получил некоторые строгие выводы из своих исследований, которые явно противоречили тому, что недра звёзд состоят в основном из водорода. И только после этого решил ознакомиться с историей вопроса. Хотел докопаться до истины и узнать, насколько корректны и сильны аргументы в пользу водорода и термоядерных реакций. В то время как раз читал книгу Саймона Миттона «Дневная звезда – Солнце». Этого астронома я знал по книге «Исследование галактик», и мне очень понравилось, что он, в отличие от других авторов, не «фильтрует» данные наблюдений в угоду каким-то теориям, а пишет всё. Из книги узнал, что реакция превращения водорода в гелий никогда не наблюдалась в лаборатории.
Я испытал шок. Потому что был уверен, что реакция превращения водорода в гелий хорошо известна учёным. Да, они не могут «зажечь» Солнце на Земле, но превратить два протона в дейтерий, столкнув их на ускорителе, для них не составит труда. И весь вопрос только в том, насколько условия в недрах звёзд подходят для таких реакций и достаточно ли там водорода. А, оказывается, реакция превращения водорода в гелий – ГИПОТЕТИЧЕСКАЯ. Ещё неизвестно, может ли вообще она идти или нет.
Саймон Миттон ничего не напутал?

Я достал с полки книгу «Лауреаты нобелевской премии по физике», открыл лекцию Ханса Бете «Источники энергии звёзд», и вот что прочитал о реакции синтеза дейтерия из двух протонов:
«Этот результат получается чисто теоретически с использованием известной константы связи для бета-распада; считается, что значение этой величины определено с точностью до 5 процентов или даже ещё лучше. Нет никаких шансов наблюдать столь медленную реакцию на Земле…»

3. Нас учат, что все состоит из водорода

Когда я пришёл к выводу, что недра звёзд состоит в основном не из водорода и гелия, то мне стало интересно, почему астрофизики уверены в том, что недра звёзд (по крайней мере, молодых) состоят в основном из водорода и гелия. Какие аргументы вынудили учёных в это поверить? И насколько эти аргументы «железны»?
Чтобы выяснить это, я стал изучать историю вопроса и вот что узнал. Примерно до 20-х годов ХХ века астрофизики были уверены, что недра звёзд и Солнца состоят в основном из тяжёлых элементов. Затем американский астроном Сесилия Пейн-Гапошкина стала выдвигать аргументы, что звёзды состоят в основном из водорода. Сначала известные астрономы, например, Генри Рессел, её высмеивали. Тут я совсем не удивляюсь, так как научные эксперты всегда высмеивают новые направления (это свойство учёных можно эффективно использовать для выбора правильной научной политики). Но потом, примерно в 30-е – 40-е годы ХХ века, специалисты и широкая научная общественность поверили, что звёзды состоят в основном из водорода.

Вот аргументы в пользу водорода.
Благодаря успехам в экспериментальной и теоретической спектроскопии было выяснено, что атмосфера Солнца состоит в основном из водорода и гелия (его в несколько раз меньше). С этим я полностью согласен. А из чего состоят недра Солнца?
Здесь теоретики ставят такой вопрос: а перемешиваются ли различные слои Солнца и других звёзд? Скажем так, при расчете моделей эволюции звёзд нужно ли учитывать перемешивание внутренних и внешних слоёв? Или этим перемешиванием можно пренебречь?
Ясно, что для теоретиков будет намного легче решать эти задачи, если слои практически не перемешиваются.

Как известно, звёзды образуются путём сгущения газопылевых облаков. Поэтому средний состав молодых звёзд должен совпадать со средним составом облаков.
Пейн-Гапошкина исследовала состав молодых звёзд и окружающих их облаков газа (туманность Ориона и другие) и выяснила, что атмосферы звёзд совпадают по составу с облаками окружающего газа. А это означает, что внутренности звёзд совпадают по составу с их атмосферами.

Так как в недрах звёзд идут термоядерные реакции, то за миллиард лет их состав сильно изменяется. Происходит ли при этом перемешивание внутренних и внешних слоёв? Нет, не происходит. Ведь атмосфера Солнца совпадет по составу с атмосферами молодых звёзд и с облаками межзвёздного газа. Тот же самый состав атмосфер имеют и другие немолодые звёзды, находящиеся на главной последовательности.
Итак, Солнце и молодые звёзды состоят в основном из водорода. При этом атмосфера этих звёзд совпадает по составу с их недрами. По мере эволюции, состав недр меняется, но атмосферы звёзд сохраняют первоначальных состав.

4. Третьего не дано!

Есть две диаметрально противоположные точки зрения на прохождение звезд:
1. Звёзды образуются в результате сгущения газопылевых масс.
2. Звёзды образуются в результате распада сверхплотного дозвёздного вещества.

Первая точка зрения берёт своё начало от небулярной гипотезы Канта-Лапласа. Сейчас эта точка зрения общепринята в науке. Однако мне не известны серьёзные аргументы в её пользу. Поэтому буду признателен читателю, если он приведёт такие аргументы. Пишу эти строки без какой-либо надежды их получить 🙂

Вторая точка зрения активно разрабатывалась советским академиком Виктором Амбарцумяном. Она известна как «Бюраканская концепция». В её пользу имеется ряд аргументов. Их мы рассмотрим позже.
Согласно бюраканской концепции, звёзды образуются так. В период активности из ядра галактики выбрасывается сверхплотное вещество, которое распадается на звёзды и газ. В некоторых случаях из-за быстрого вращения ядра, у галактик образуются спиральные рукава.
С этой точки зрения не звёзды образуются из туманности, а, наоборот, туманности постепенно выбрасываются из звёзд. Звёзды, теряя верхнюю атмосферу, образуют вокруг себя туманности. Туманности состоят в основном из водорода потому, что атмосферы звёзд состоят в основном из водорода.
В недрах звёзд нет (или почти нет) водорода. Там сверхплотное дозвёздное вещество. Оно распадается, выделяя энергию. При распаде образуются тяжёлые элементы, в том числе, и радиоактивные, такие как Уран и Торий. Также образуется множество альфа-частиц, протонов и нейтронов. Альфа-частицы – это ядра гелия, а нейтроны быстро распадаются на протоны – ядра водорода. Таким образом, непрерывно появляются гелий и водород. Эти газы, как самые лёгкие, поднимаются вверх – в атмосферы звёзд. Водород легче гелия в 4 раза, поэтому в верхней атмосфере его больше. Звёзды теряют в основном водород и гелий (гелия теряют меньше). Поэтому межзвёздный газ состоит в основном из водорода.

Итак, аргументы в пользу водорода в звёздных недрах основаны на предположении, что звёзды образуются из межзвёздного газа. Если мы сомневаемся в этом предположении, то и аргументы теряют смысл.
Так из чего состоят недра звёзд и Солнца? Можно ли ответить на этот вопрос не привлекая различные гипотезы об образовании звёзд?

5. Достучаться до звёзд!

Итак, мы хотим узнать, что находится в недрах звёзд. Если мы примем какую-то гипотезу об их происхождении, то сразу же получим ответ.
Если предположить, что звёзды образуются в результате сгущения межзвёздного вещества, то они состоят в основном из водорода.
Если предположить, что звёзды образуются в результате распада сверхплотного вещества, то недра звёзд состоят в основном из сверхплотного вещества.

Но мы ещё не знаем, как образуются звёзды. Приняв какую-либо гипотезу на веру в качестве истины, мы рискуем пойти по неверному пути.
Нам нужно провести НЕЗАВИСИМОЕ расследование. Такое расследование, которое НЕ зависит от того, как образуются звёзды.
Итак, перед нами звезда, например Солнце. Известно, что её атмосфера состоит на 98% из водорода и гелия (его в три раза меньше) и на 2% из тяжёлых элементов. В первую очередь, это кислород, углерод, железо и т.д.

Что же находится в глубине Солнца?

Если мы больше ничего не знаем (а это почти так), то дать полный ответ на этот вопрос, очевидно, невозможно. Тем не менее, что-то сказать мы способны.

7. Конвекция не поможет

Итак, мы пришли к выводу, что в современной теории звездообразования существует проблема. Она связана с тем, что химический состав атмосфер у молодых звёзд совпадает с составом окружающих их газовых туманностей: 98% водорода и гелия и 2% тяжёлых элементов.
Процентное содержание тяжёлых элементов в звёздных атмосферах, очевидно, должно повышаться с глубиной. Причём весьма быстро. Уже на глубине 100 – 200 км количество тяжёлых элементов должно превосходить количество водорода и гелия в десять раз! Смотри рисунок, взятый у Фейнмана, в предыдущей публикации.

Конечно, такое резкое повышение концентрации элементов с глубиной можно было бы ожидать только в статической и изотермической атмосфере, в которой нет конвекции. На Солнце и других звёздах конвекция есть. Но какой бы сильной она не была, на качественный расклад она повлиять не сможет. Для примера предположим, что у какой-то звезды от её центра к периферии непрерывно дует мощнейший ветер, поднимая вверх тяжёлые элементы. Как бы сильно он не дул, он всё равно будет подымать лёгкие элементы выше, чем тяжёлые (на этом, кстати, основана работа центрифуги по разделению газов). В вертикальном столбе ветра всё равно будет наблюдаться рост лёгких элементов с высотой. А это означает, что количество тяжёлых элементов должно возрастать с глубиной. Следовательно, средний состав молодых звёзд отличается от состава их атмосфер. То есть, тяжёлых элементов в молодых звёздах не 2%, а значительно больше. И это означает, что звёзды НЕ могли образоваться из окружающих их газовых облаков, в которых тяжёлых элементов всего 2%.

К этому стоит добавить такую проблему. Состав атмосфер у многих звезд НЕ изменяется со временем. Скажем, состав солнечной атмосферы совпадает с составом атмосфер у молодых звёзд.
Как так?
Ведь общепринято, что в недрах Солнца вот уже несколько миллиардов лет идут термоядерные реакции. Значит, состав ядра заметно изменился. А состав атмосферы – нет. Почему? Считается, что солнечное ядро не участвует в конвекции, а в более верхних слоях конвекция очень сильная. На мой взгляд, слишком надуманное предположение, которое, тем не менее, основную проблему не решает. При любой конвекции содержание тяжёлых элементов должно возрастать с глубиной.
Как же относятся астрофизики и вышеизложенной проблеме? Да никак. Думаю, они не знают о ней. Во-первых, потому что астрофизики не ищут никаких проблем в своих теориях (а зря!) И, во-вторых, у них есть гораздо более серьёзные проблемы. Серьёзные проблемы мы рассмотрим позже. А пока будем обсуждать проблемы, которые лежат «на поверхности».

8. Почему Солнце вращается с разной скоростью?

Хорошо известно, как вращается наше Солнце – оно вращается с разной скоростью: у полюсов медленнее (один оборот за 34 дня), у экватора намного быстрее (один оборот за 24 дня). Почему? Возможны два варианта:
1. Что-то тормозит вращение полярной атмосферы.
2. Что-то ускоряет вращение экваториальной атмосферы.
В любом из этих двух вариантов можно сделать вывод: скрытые от наблюдений более глубокие слои Солнца вращаются с другой скоростью, чем атмосфера.
А с какой другой скоростью: быстрее или медленнее?
Предположим, что внутренние слои вращаются медленнее. В таком случае они будут замедлять вращение атмосферы. Чем больше относительная разность скоростей между слоями, тем сильнее замедление. Самая большая разность скоростей будет у экваториальных слоёв, самая маленькая – у полярных. В таком случае экваториальные слои атмосферы должны вращаться медленнее полярных. Мы пришли к противоречию.
Теперь предположим, что внутренние слои вращаются быстрее. В таком случае они будут ускорять вращение атмосферы. Чем больше относительная разность скоростей между слоями, тем сильнее ускорение. Самая большая разность скоростей будет у экваториальных слоёв, самая маленькая – у полярных. В таком случае экваториальные слои атмосферы должны вращаться быстрее полярных. Это действительно так.
Мы пришли к выводу, что внутренние слои Солнца вращаются заметно быстрее его внешней оболочки (атмосферы). Как это можно объяснить?

Металличность

Запрос «Популяция II» перенаправляется сюда. На эту тему нужна отдельная статья.

Металли́чность (в астрофизике) — относительная концентрация элементов тяжелее водорода и гелия в звёздах или иных астрономических объектах. Бо́льшая часть барионной материи во Вселенной находится в форме водорода и гелия, поэтому астрономы используют слово «металлы» как удобный термин для обозначения всех более тяжёлых элементов. Например, звезды и туманности с относительно высоким содержанием углерода, азота, кислорода и неона в астрофизических терминах называются «богатыми металлами». При этом с точки зрения химии многие из этих элементов (в частности, перечисленные углерод, азот, кислород и неон) металлами не являются. Металличность используется, к примеру, для определения поколения и возраста звезд.

При первичном нуклеосинтезе, в первые минуты жизни Вселенной, в ней возникли водород (75 %), гелий (25 %), а также следы лития и бериллия. Образовавшиеся позднее первые звёзды, так называемые звёзды населения III, состояли только из этих элементов и практически не содержали металлов. Эти звёзды были чрезвычайно массивны (и, следовательно, их время жизни было мало). В течение их жизни в них синтезировались элементы вплоть до железа. Затем звёзды погибали в результате взрыва сверхновых и синтезированные элементы распределялись по Вселенной. Пока ещё ни одной звезды этого типа не было найдено.

Второе поколение звёзд (население II) родилось из материала звёзд первого поколения и имело довольно малую металличность, хотя и более высокую, чем у звёзд первого поколения. Маломассивные звёзды этого поколения имеют большое время жизни (миллиарды лет) и продолжают присутствовать среди звёзд нашей и других галактик. Более массивные звёзды второго поколения успели проэволюционировать до финальных стадий и выбросили газ, обогащённый металлами в результате звёздного нуклеосинтеза, в межзвёздную среду, из которой образовались звёзды третьего поколения (населения I). Звёзды третьего поколения, в том числе Солнце, содержат самое высокое количество металлов.

Таким образом, каждое следующее поколение звёзд более богато металлами, чем предыдущее, в результате обогащения металлами межзвёздной среды, из которой эти звёзды образуются.

Наличие металлов в газе, из которого состоит звезда, приводит к уменьшению его прозрачности и коренным образом влияет на все стадии эволюции звезды, от коллапса газового облака в звезду до поздних стадий её горения.

Из наблюдений (из анализа спектров звёзд) чаще всего можно получить только величину :

= log 10 ⁡ ( N Fe N H ) star − log 10 ⁡ ( N Fe N H ) Sun . {\displaystyle =\log _{10}{\left({\frac {N_{\text{Fe}}}{N_{\text{H}}}}\right)_{\text{star}}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\text{Fe}}}{N_{\text{H}}}}\right)_{\text{Sun}}}.}

Здесь N Fe N H {\displaystyle {\frac {N_{\text{Fe}}}{N_{\text{H}}}}} — отношение концентрации атомов железа к атомам водорода на звезде и на Солнце соответственно. Считается, что величина характеризует относительное содержание всех тяжёлых элементов (включая C , O , N , Ne {\displaystyle {\ce {C, O, N, Ne}}} ) на звезде и на Солнце. Для очень старых звёзд значение заключено между −2 и −1 (то есть содержание тяжёлых элементов в них меньше солнечного в 10—100 раз). Металличность звёзд галактического диска в основном меняется от −0,3 до +0,2, выше в центре и снижается к краям.

Металличность также влияет на минимальную массу звезды/коричневого карлика, при достижении которой начинаются определённые термоядерные реакции. Коричневым карликом с чрезвычайно низкой металличностью является SDSS J0104+1535. Этот же объект является и самым массивными из известных коричневых карликов.

Зависимость металличности от наличия планет

Астрономами из США, Бразилии и Перу были получены экспериментальные свидетельства того, что наличие в системе газового гиганта может влиять на химический состав родительской звезды. В теории, для оценки роли газового гиганта необходима двойная звезда, так как двойные звёзды формируются из одного газового облака и как следствие должны иметь предельно схожий химический состав. Однако наличие планеты у одного из компаньонов могло бы объяснить различие в химическом составе, так как звёзды и планеты формируются практически одновременно, что обусловливает взаимосвязь их процессов формирования. На практике, в качестве объекта изучения, была выбрана система 16 Лебедя являющаяся двойной звездой, с газовым гигантом 16 Лебедя B b обращающимся вокруг компаньона B. Оба компаньона являются аналогами Солнца. Была рассчитана относительная распространённость 25 разных химических элементов в фотосфере звёзд. В результате оказалось, что 16 Лебедя A превосходит 16 Лебедя B (см. Список звёзд созвездия Лебедя) по содержанию металлов, а в качестве объяснения наличие у компаньона B газового гиганта.

> См. также

  • Звёздная эволюция
  • Звёздное население
  • Коричневый карлик
  • SDSS J0104+1535
  • Распространённость химических элементов

Из чего состоят звезды?

Фундаментом теории звездообразования являются данные о межзвездной среде. Три столетия назад Исаак Ньютон в письме к Ричарду Бентли высказал мысль о том, что звезды и планеты под действием силы гравитации «сгустились» из разреженного вещества, заполнявшего некогда Вселенную. С той поры эта мысль уверенно прокладывала себе дорогу, опираясь на наблюдательные данные о межзвездном веществе. Как выяснилось, оно и сейчас, в нашу эпоху в виде разреженного газа и пыли заполняет пространство между звездами. В разных областях Галактики межзвездный газ существенно различается по своим физическим параметрам, в определенных пределах меняется и его химический состав.

Однако для плодотворных исследований ученым всегда требуется упрощенная рабочая модель объекта. Лет 20 назад межзвездную среду представляли в виде горячего газа (с температурой Т = 104 K), в котором плавают холодные облака (Т = 102 К). Эта двухкомпонентная модель позволила объяснить многие явления, но к середине 70-х годов под напором новых фактов ее пришлось уточнить: внеатмосферные ультрафиолетовые наблюдения указали на существование очень горячего газа (Т = 106 К), заполняющего большую часть объема Галактики, а наземные радионаблюдения открыли нам очень холодный молекулярный газ (Т = 10 К), собранный в массивные облака вблизи галактической плоскости.

Теперь принято представлять межзвездный газ как четырехфазную среду (таблица), хотя и такая модель не исчерпывает всего многообразия физических условий в межзвездном пространстве. Например, в этой модели не представлены расширяющиеся остатки вспышек Сверхновых (Т = 108), планетарные туманности и некоторые другие газовые образования, не находящиеся в равновесии по давлению с основными четырьмя фазами межзвездного газа. Действительно, их объем и масса в каждый момент времени не существенны по сравнению с уже имеющимся в Галактике газом. Однако именно они поддерживают баланс вещества и энергии в этом постоянно остывающем и сгущающемся в звезды газе.

Химический состав межзвездного газа примерно такой же, как у Солнца и у большинства наблюдаемых звезд: на 10 атомов водорода (Н) приходится 1 атом гелия (Не) и незначительное количество других, более тяжелых элементов; среди них больше всего кислорода (О), углерода (C) и азота (N). В зависимости от температуры и плотности газа его атомы находятся «в нейтральном или ионизованном состоянии, входят в состав молекул или твердых конгломератов — пылинок.

Вообще говоря, для каждого химического элемента существует свой диапазон условий, при которых он находится в том или ином состоянии ионизации. Но поскольку подавляющее большинство атомов принадлежит водороду, его свойства и определяют состояние межзвездного газа в целом: горячая и теплая фазы являются областями ионизованного водорода (их называют области или зоны НII), прохладная фаза содержит преимущественно нейтральные атомы водорода (облака НI), а холодная фаза состоит в основном из молекулярного водорода (Н2), который образуется, как правило, во внутренних плотных частях облаков НI.

Молекулы водорода были впервые выявлены в межзвёздной среде в 1970 г. по ультрафиолетовым линиям поглощения в спектрах горячих звезд. В том же году в межзвездном пространстве были найдены молекулы угарного газа (СО) по их радиоизлучению с длиной волны l = 2,6 мм. Эти две молекулы наиболее распространены в космосе, причем молекул Н2 в несколько тысяч раз больше, чем молекул СО.

Познакомимся с молекулой водорода, поскольку это главный строительный материал, из которого формируются звезды. Когда два атома водорода подходят близко друг к другу, их электронные оболочки резко перестраиваются: каждый из электронов начинает двигаться вокруг двух протонов, связывая их между собой наподобие электрического «клея». В космических условиях объединение атомов водорода в молекулы происходит, скорее всего, на поверхности пылинок, которые играют роль своеобразного катализатора этой реакции.

Молекула водорода обладает не очень большой прочностью: для ее разрушения (диссоциации) нужна энергия 4,5 эВ или больше. Такую энергию имеют кванты с длиной волны короче чем 275,6 нм. Подобных ультрафиолетовых квантов в Галактике много — их излучают все горячие звезды. Однако сама молекула Н2 поглощает эти кванты крайне неохотно. Обычно разрушение молекул Н2 происходит следующим образом. Квант с энергией 11,2 эВ (l = 101.6 нм) переводит один из электронов молекулы в возбужденное состояние. Обратный переход в основное состояние, как правило, сопровождается излучением таого же кванта, но иногда квант не излучается, а энергия расходуется на возбуждение колебаний молекулы, которые заканчиваются ее распадом.

Как известно, жесткие ультрафиолетовые кванты с энергией более 13,6 эВ ионизуют атомы водорода и поэтому полностью поглощаются межзвездной средой в непосредственной близости от горячих звезд. Более мягкие кванты, в том числе и с энергией 11,2 эВ, почти беспрепятственно распространяются в Галактике и разрушают молекулярный водород везде, где он для них доступен. Единственное место, где молекула Н2 может жить сравнительно долго, — это недра плотных газопылевых облаков, куда ультрафиолетовые кванты не могут пробиться сквозь плотную пылевую завесу. Но к сожалению, по этой же причине молекулярный водород становится практически недоступным для наблюдения.

Комбинация первого возбужденного электронного состояния молекулы Н2 с различными ее квантовыми переходами дает набор спектральных линий в диапазоне длин волн 99,1-113,2 нм. Когда свет горячей звезды проходит сквозь полупрозрачное облако или сквозь наружные разреженные слои гигантских плотных облаков, в его спектре образуются соответствующие линии поглощения молекулы Н2. Они-то и были зафиксированы в 70-х годах с помощью космических телескопов в спектрах полутора сотен близких звезд.

Однако сообщить нам сколько-нибудь полные сведения о распределении молекулярного водорода в Галактике ультрафиолетовое излучение не может. Ему не дробиться в недра массивных облаков, где как раз и находится главное хранилище холодного газа -непосредственного предка молодых звезд. Поэтому распределение молекул На в нашей и в других галактиках изучают пока косвенными методами: по распределению других молекул, имеющих спектральные линии, удобные для наблюдения. Самая популярная в этом отношении молекула угарного газа, она же окись углерода, т. е. СО.

Ее энергия диссоциации 11,1 эВ, поэтому она может существовать там же, где молекулярный водород. Сталкиваясь с другими атомами и молекулами, молекулы СО возбуждаются и затем излучают линии так называемых вращательных переходов. Наиболее длинноволновая из них (l = 2,6 мм) легко наблюдается во многих областях Галактики: светимость некоторых молекулярных облаков в линии СО достигает нескольких светимостей Солнца (Lc = 4*1033 эрг/с).

Радионаблюдения в линиях СО и некоторых других.молекул (HCN, ОН, CN) позволяют охватить все облако в целом, все его области с разнообразными физическими условиями. Наблюдения же нескольких линий одной молекулы дают возможность определить в каждой области температуру и плотность газа. Однако переход от наблюдаемой интенсивности в линии излучения какой-либо молекулы (даже такой распространенной, как СО) к полной концентрации, а следовательно, и массе газа таит в себе значительную неопределенность. Приходится делать предположения о химическом составе облаков, о доле атомов, «погребенных» в пылинках, и т. п. Точное значение коэффициента перехода от интенсивности линии СО к количеству молекул Н2 до сих пор бурно обсуждается. Разные исследователи используют значение этого коэффициента, различающееся в 2-3 раза.

Соответственно и содержание молекулярного газа в Галактике известно с такой же, если не с худшей, точностью. Особенно сложно определить содержание молекулярного газа вдали от Солнца, например в окрестности центра Галактики. Поскольку звездообразование там происходит более интенсивно, чем у нас, на периферии Галактики, межзвездная среда там сильнее обогащена тяжелыми элементами — продуктами термоядерного синтеза. Точно пока нельзя сказать, но, если принять во внимание изменение химического состава вдоль радиуса галактического диска, содержание элементов группы CNO в ядре Галактики должно быть раза в 3 выше, чем в окрестности Солнца.

Если это действительно так, то соответственно в 3 раза ниже следует брать коэффициент перехода СО — Н2. Эти и другие неопределенности приводят к тому. что масса молекулярного газа во внутренней области Галактики (R <10 кпк) оценивается различными исследователями от 5*108 до 3*109 Мс

Из чего состоят звезды

По современным представлениям, первичное вещество во Вселенной, образовавшееся в «первые три минуты» после Большого Взрыва, примерно на три четверти состояло из водорода, на одну четверть из гелия и ничтожную примесь составляли дейтерий и литий. Только через несколько миллиардов лет из первичных возмущений стали конденсироваться галактики и звезды. Сейчас нет сомнения, что основная часть барионного вещества во Вселенной (то есть вещества, основную массу которого составляют протоны и нейтроны) сосредоточена именно в звездах.

Вы когда-нибудь задумывались, из чего состоят звезды? Вы были бы удивлены, узнав их состав — это те самые материалы, из которых сделана вся остальная Вселенная: 73% — водород, 25% — гелий, 2% — остальные элементы. Вот и все, за исключением некоторых различий в определенных материалах, звезды созданы в значительной степени из одинакового вещества.

От размера звезды зависит ее состав и процессы, протекающие в его ядре

После Большого Взрыва 13,8 миллиарда лет назад вся Вселенная являлась горячей плотной сферой. Внутри молодого образования было настолько горячо, что это сравнимо с нахождением внутри ядра светила. Иными словами, вся Вселенная была как звезда, и за тот недолгий отрезок времени такого состояния трансформация водорода в гелий посредством реакции ядерного синтеза происходила в том соотношении, которые мы видим и сегодня.

Вселенная продолжала расширяться и охлаждаться, в конечном итоге водород и гелий остыли до такой степени, что фактически начали собираться вместе от взаимного притяжения. Так родились первые звезды, которые мы имеем и сегодня. Их приблизительный состав 73% водорода и 25% гелия. Первые светила были огромны и вероятно взорвались, как сверхновые, в пределах миллиона лет формирований. Их жизнь и смерть создали некоторые тяжелые элементы, которые мы имеем сейчас на Земле, такие как: кислород, углерод, золото и уран.

Водород и гелий — основной состав всех звезд нашей Вселенной и источник их энергии

Звезды образовывались со времен зарождения Вселенной. Фактически астрономами рассчитано, что каждый год в галактике Млечный Путь формируется 5 новых звезд. Некоторые из них имеют больше тяжелых элементов от предыдущих звезд – металлически богатые, а некоторые содержат меньше – металлически бедные. Но даже так, соотношение элементов остается в равной степени.

Солнце — пример богатой на металл звезды, имеет более высокое количество тяжелых элементов внутри, нежели в среднем среди таких же представителей. И все же, наше светило обладает схожим соотношением долей элементов: 71% водорода, 27,1% гелия, а остальные — кислород, углерод, азот. Преобразование водорода в гелий внутри ядра Солнца происходит уже 4,5 миллиарда лет.

Звезды повсюду состоят из того самого вещества: 3/4 водорода и 1/4 гелия. Эти материалы, которые остались от формирования Вселенной, самое лучшее доказательство объяснения того, как мы оказались здесь сегодня.

Источник

ЕЩЁ МАТЕРИАЛЫ ПО ТЕМЕ:

1. Спектральная классификация звезд

2. ПЕРВЫЕ ТРИ МИНУТЫ

По мнению американского астронома, выдающегося популяризатора науки Карла Сагана, все мы и окружающие нас предметы и объекты (люди, планета Земля и остальные объекты Космоса) состоим из вещества, образовавшегося в недрах звёзд, состоим из элементов, которые образовались в звездах в процессе ядерных реакций и при взрывах сверхновых звезд. Но, возможно, мы сделаны не только из вещества, образованного в звездах, но и пыли, выбрасываемой квазарами.

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *