На uCrazy 9 лет 8 месяцев
Ядерная смерть звёзд
"В конце концов, Вселенной понадобилось десять миллиардов лет эволюции до того, как стала возможной жизнь. Эволюция звёзд и новых химических элементов в ядерных топках звёзд были незаменимыми предварительными условиями для возникновения жизни."
- Джон Полкинхорн
Количество атомов в вашем теле огромно - около 10^28. Половина из них - атомы водорода, а все остальные - от лития до урана - возникли внутри звёзд, и были выброшены во Вселенную, после чего, через миллиарды лет, собрались внутри вас.
И большое количество этих атомов появились не невесть откуда, а конкретно из сверхновой! История наша начинается, когда самые ранние элементы во Вселенной, водород и гелий, собираются вместе в массивные комки благодаря непреодолимой силе гравитации, и формируют первые звёзды.
Разброс масс формирующихся звёзд получается огромным. Несколько процентов будут похожими на наше Солнце, звезду G-класса, но большинство будет меньшей массы, холоднее и краснее. Примерно 90-95% звёзд относятся к самым холодным классам, К- и М-.
Но вне зависимости от класса, звезда получает энергию из ядерных реакций. Она берёт ядро четырёх атомов водорода (просто протоны) и синтезирует из них ядро гелия, содержащее два протона и два нейтрона. Самые умные в этом месте начнут возражать, и совершенно правильно.
Нейтроны ведь тяжелее протонов, так что как можно превратить четыре протона в два протона и два нейтрона?
Но мы не создаём два свободных протона и два свободных нейтрона, мы создаём одно связанное ядро гелия. И если на одну чашу весов положить четыре протона, а на другую - ядро гелия, мы обнаружим, что протоны тяжелее ядра примерно на 0,7%.
С течением времени, пока внутри звезды температура достаточно большая и есть достаточно водорода для синтеза гелия, она сжигает своё ядерное горючее. И эта разница в 0,7% массы между водородом и гелием - она испускается в виде энергии, благодаря нашему старому другу E = mc^2.
И все звёзды, от сверхмассивных и редких звёзд класса О (их существует менее 0,1% от всех звёзд!), до многочисленных небольших звёзд класса М, сжигают водород и превращают его в гелий.
Но не все делают это с одной скоростью. Самые старые звёзды класса М до сих пор не закончили преобразование водорода в гелий, а звезда класса О могут сжечь весь водород в ядре за миллион лет. За исключением звёзд класса М, которые никогда не разогреются до нужных высоких температур, все остальные звёзды, включая наше Солнце через несколько миллиардов лет в будущем, разбухнут до красного гиганта, сжигающего водород в оболочке вокруг гелиевого ядра.
Через некоторое время температура, давление и плотность в гелиевом ядре увеличиваются настолько, что начинается синтез, превращающий каждые три атома гелия в атом углерода.
Углерод стабильней гелия, поэтому в результате выходит ещё больше энергии посредством E = mc^2. Для звёзд класса К эта остановка конечная. Когда гелий в ядре заканчивается, внешние слои взрывом разносит по округе, и возникает планетарная туманность, а ядро со временем сжимается, что и приводит к появлению белого карлика, массой сравнимого с Солнцем, а размерами с Землёй.
Более массивные звёзды продолжают сжигать более тяжёлые атомы и получать кислород и неон, их внутренние слои синтезируют всё более тяжёлые элементы. Но элементы с большими атомными номерами синтезировать очень тяжело. Даже яркие и массивные голубые звёзды класса А могут синтезировать только кремний и серу, четырнадцатый и шестнадцатый элементы (а звёзд класса А всего 1%!). Можно быть даже тяжёлой и менее яркой звездой класса В, но судьба такой звезды всё равно заключается в том, чтобы отбросить внешние слои, создавая планетарную туманность, и оставить после себя белый карлик размером с Землю и массой примерно равной солнечной.
Но примерно одна из 800 звёзд, появляющихся во Вселенной, получается достаточно массивной для того, чтобы пойти дальше кремния и создать все тяжёлые элементы вплоть до пределов возможного в звёздах: железа, никеля и кобальта.
Неверно будет называть их "старыми" массивными звёздами - их возраст может составлять 1% от текущего возраста Солнца, которое всё ещё сжигает водород в ядре! Но когда ядра массивных супергигантов увеличиваются достаточно сильно, то (преимущественно) атомы железа внутри них сталкиваются с проблемой.
До сих пор мы синтезировали тяжёлые элементы из лёгких, и испускали энергию с каждым успешным шагом. Но сейчас давление на атомы железа в ядре очень большое, но им некуда податься, чтобы выделить энергию. Если, конечно, они не схлопнутся.
И со звёздами массой примерно в восемь солнечных происходит именно это. Существует порог массы ядра - около 1,38 масс Солнца - и если его превысить, то атомы железа в ядре коллапсируют. Уничтожение такого количества атомов - 10^56 - выпускает огромное количество энергии сразу! В то время, как ядро коллапсирует до нейтронной звезды (массой с Солнце и размером с небольшой астероид) или чёрной дыры, внешние слои получают заряд энергии, сравнимый с первыми секундами Большого взрыва.
Высвобождение энергии не только раскидывает внешние слои звезды на световые года вокруг, но и делает возможным появление всех известных элементов таблицы Менделеева. Оно создаёт не только уран, но и более тяжёлые элементы - плутоний, кюрий, и даже ещё более тяжёлые и короткоживущие элементы. Причина, по которой уран и плутоний - самые тяжёлые элементы из встречающихся в естественных условиях на Земле, состоит в том, что у более тяжёлых атомов было достаточно времени для распада.
Так что, когда мы видим сверхновую звезду, мы становимся свидетелями формирования всех элементов тяжелее железа, встречающихся на Земле. И больше во Вселенной эти элементы нигде не появляются!
Но если звезда не родилась одной из 800 звёзд, имеющих достаточно массы для создания сверхновой II типа, это не значит, что она никогда не станет сверхновой. Наоборот, звёзды, сжёгшие всё топливо и сжавшиеся до белых карликов, получают второй шанс!
Белые карлики могут захватить материю от звезды-компаньона, как на иллюстрации вверху, или объединиться с другим белым карликом, как на видео внизу.
В любом случае, когда общая масса, давящая на атомы белого карлика превышает предел, который они могут выдержать, ядро мёртвой звезды коллапсирует. Но в этот раз оно состоит не из железа, а из углерода. Менее, чем за секунду, температура превышает необходимую для начала реакции углерода, и после этого случается неконтролируемая реакция синтеза!
Это другой тип сверхновых, тип Ia. В этом случае реакция синтеза уничтожает весь белый карлик, после которого не остаётся ни нейтронной звезды, ни чёрной дыры - вообще ничего!
Именно это и произошло с этой звездой в галактике Вертушка (Messier 101) 21 миллион лет назад!
Именно в процессе смерти звёзд и создаются все элементы Вселенной, кроме водорода и гелия. Кроме того, все элементы, тяжелее железа, включая серебро, золото, йод, ртуть, олово, свинец, уран, создаются сверхновыми. Как сказал Карл Саган,
Мы состоим из звёздного материала, взявшего свою судьбу в свои руки.
И мы не просто звёздный материал, а материал сверхновых! Это наша общая история, вызывающая восхищение и смирение одновременно. Поколения звёзд жили, погибали, и заново использовали созданные элементы, чтобы через миллиарды лет появилась Земля. Эта история происходит и сейчас, в бесчисленных удалённых галактиках по всей Вселенной.
И большое количество этих атомов появились не невесть откуда, а конкретно из сверхновой! История наша начинается, когда самые ранние элементы во Вселенной, водород и гелий, собираются вместе в массивные комки благодаря непреодолимой силе гравитации, и формируют первые звёзды.
Разброс масс формирующихся звёзд получается огромным. Несколько процентов будут похожими на наше Солнце, звезду G-класса, но большинство будет меньшей массы, холоднее и краснее. Примерно 90-95% звёзд относятся к самым холодным классам, К- и М-.
Но вне зависимости от класса, звезда получает энергию из ядерных реакций. Она берёт ядро четырёх атомов водорода (просто протоны) и синтезирует из них ядро гелия, содержащее два протона и два нейтрона. Самые умные в этом месте начнут возражать, и совершенно правильно.
Нейтроны ведь тяжелее протонов, так что как можно превратить четыре протона в два протона и два нейтрона?
Но мы не создаём два свободных протона и два свободных нейтрона, мы создаём одно связанное ядро гелия. И если на одну чашу весов положить четыре протона, а на другую - ядро гелия, мы обнаружим, что протоны тяжелее ядра примерно на 0,7%.
С течением времени, пока внутри звезды температура достаточно большая и есть достаточно водорода для синтеза гелия, она сжигает своё ядерное горючее. И эта разница в 0,7% массы между водородом и гелием - она испускается в виде энергии, благодаря нашему старому другу E = mc^2.
И все звёзды, от сверхмассивных и редких звёзд класса О (их существует менее 0,1% от всех звёзд!), до многочисленных небольших звёзд класса М, сжигают водород и превращают его в гелий.
Но не все делают это с одной скоростью. Самые старые звёзды класса М до сих пор не закончили преобразование водорода в гелий, а звезда класса О могут сжечь весь водород в ядре за миллион лет. За исключением звёзд класса М, которые никогда не разогреются до нужных высоких температур, все остальные звёзды, включая наше Солнце через несколько миллиардов лет в будущем, разбухнут до красного гиганта, сжигающего водород в оболочке вокруг гелиевого ядра.
Через некоторое время температура, давление и плотность в гелиевом ядре увеличиваются настолько, что начинается синтез, превращающий каждые три атома гелия в атом углерода.
Углерод стабильней гелия, поэтому в результате выходит ещё больше энергии посредством E = mc^2. Для звёзд класса К эта остановка конечная. Когда гелий в ядре заканчивается, внешние слои взрывом разносит по округе, и возникает планетарная туманность, а ядро со временем сжимается, что и приводит к появлению белого карлика, массой сравнимого с Солнцем, а размерами с Землёй.
Более массивные звёзды продолжают сжигать более тяжёлые атомы и получать кислород и неон, их внутренние слои синтезируют всё более тяжёлые элементы. Но элементы с большими атомными номерами синтезировать очень тяжело. Даже яркие и массивные голубые звёзды класса А могут синтезировать только кремний и серу, четырнадцатый и шестнадцатый элементы (а звёзд класса А всего 1%!). Можно быть даже тяжёлой и менее яркой звездой класса В, но судьба такой звезды всё равно заключается в том, чтобы отбросить внешние слои, создавая планетарную туманность, и оставить после себя белый карлик размером с Землю и массой примерно равной солнечной.
Но примерно одна из 800 звёзд, появляющихся во Вселенной, получается достаточно массивной для того, чтобы пойти дальше кремния и создать все тяжёлые элементы вплоть до пределов возможного в звёздах: железа, никеля и кобальта.
Неверно будет называть их "старыми" массивными звёздами - их возраст может составлять 1% от текущего возраста Солнца, которое всё ещё сжигает водород в ядре! Но когда ядра массивных супергигантов увеличиваются достаточно сильно, то (преимущественно) атомы железа внутри них сталкиваются с проблемой.
До сих пор мы синтезировали тяжёлые элементы из лёгких, и испускали энергию с каждым успешным шагом. Но сейчас давление на атомы железа в ядре очень большое, но им некуда податься, чтобы выделить энергию. Если, конечно, они не схлопнутся.
И со звёздами массой примерно в восемь солнечных происходит именно это. Существует порог массы ядра - около 1,38 масс Солнца - и если его превысить, то атомы железа в ядре коллапсируют. Уничтожение такого количества атомов - 10^56 - выпускает огромное количество энергии сразу! В то время, как ядро коллапсирует до нейтронной звезды (массой с Солнце и размером с небольшой астероид) или чёрной дыры, внешние слои получают заряд энергии, сравнимый с первыми секундами Большого взрыва.
Высвобождение энергии не только раскидывает внешние слои звезды на световые года вокруг, но и делает возможным появление всех известных элементов таблицы Менделеева. Оно создаёт не только уран, но и более тяжёлые элементы - плутоний, кюрий, и даже ещё более тяжёлые и короткоживущие элементы. Причина, по которой уран и плутоний - самые тяжёлые элементы из встречающихся в естественных условиях на Земле, состоит в том, что у более тяжёлых атомов было достаточно времени для распада.
Так что, когда мы видим сверхновую звезду, мы становимся свидетелями формирования всех элементов тяжелее железа, встречающихся на Земле. И больше во Вселенной эти элементы нигде не появляются!
Но если звезда не родилась одной из 800 звёзд, имеющих достаточно массы для создания сверхновой II типа, это не значит, что она никогда не станет сверхновой. Наоборот, звёзды, сжёгшие всё топливо и сжавшиеся до белых карликов, получают второй шанс!
Белые карлики могут захватить материю от звезды-компаньона, как на иллюстрации вверху, или объединиться с другим белым карликом, как на видео внизу.
[media=http://www.youtube.com/watch?v=y
Mnnq0jnfQE]
Mnnq0jnfQE]
В любом случае, когда общая масса, давящая на атомы белого карлика превышает предел, который они могут выдержать, ядро мёртвой звезды коллапсирует. Но в этот раз оно состоит не из железа, а из углерода. Менее, чем за секунду, температура превышает необходимую для начала реакции углерода, и после этого случается неконтролируемая реакция синтеза!
[media=http://www.youtube.com/watch?v=_
zw6Eih7QG0]
zw6Eih7QG0]
Это другой тип сверхновых, тип Ia. В этом случае реакция синтеза уничтожает весь белый карлик, после которого не остаётся ни нейтронной звезды, ни чёрной дыры - вообще ничего!
Именно это и произошло с этой звездой в галактике Вертушка (Messier 101) 21 миллион лет назад!
Именно в процессе смерти звёзд и создаются все элементы Вселенной, кроме водорода и гелия. Кроме того, все элементы, тяжелее железа, включая серебро, золото, йод, ртуть, олово, свинец, уран, создаются сверхновыми. Как сказал Карл Саган,
Мы состоим из звёздного материала, взявшего свою судьбу в свои руки.
И мы не просто звёздный материал, а материал сверхновых! Это наша общая история, вызывающая восхищение и смирение одновременно. Поколения звёзд жили, погибали, и заново использовали созданные элементы, чтобы через миллиарды лет появилась Земля. Эта история происходит и сейчас, в бесчисленных удалённых галактиках по всей Вселенной.
Комментариев пока нет
