Возраст, распределение и состав звезд прослеживают историю, динамику и эволюцию их галактики.
Звезды ответственны за производство и распределение тяжелых элементов, таких как углерод, азот и кислород.
Различные типы звезд имеют разные обитаемые зоны.
Это область вокруг звезды, где условия как раз подходящие: ни слишком жарко, ни слишком холодно, чтобы на поверхности планеты могла существовать жидкая вода.
По этой причине обитаемую зону звезды часто неофициально называют ее «зоной Златовласки».
По статистике в нашей галактике Млечный Путь должно быть более 100 миллиардов планет.
Они бывают разных размеров и характеристик.
Сложные организмы возникли на Земле всего 500 миллионов лет назад, а современные люди существуют здесь всего 200 000 лет — мгновение ока по космологическим временным шкалам.
Земля станет непригодной для жизни высших форм жизни чуть более чем через 1 миллиард лет, поскольку Солнце становится теплее и иссушает нашу планету.
Поэтому звезды немного холоднее нашего Солнца, называемые оранжевыми карликами, считаются лучшими для развитой жизни.
Они могут стабильно гореть десятки миллиардов лет.
Это открывает огромные временные рамки для биологической эволюции, позволяющей проводить бесконечное количество экспериментов по созданию устойчивых форм жизни.
И на каждую такую звезду, как наше Солнце, приходится в три раза больше оранжевых карликов в Млечном Пути.
Еще более распространенный тип звезд, называемый красными карликами (также известными как карликовые звезды M), имеет еще более длительное время жизни.
Планеты в сравнительно узкой обитаемой зоне красного карлика, расположенной очень близко к звезде, подвергаются экстремальному уровню рентгеновского и ультрафиолетового излучения, которое может быть в сотни тысяч раз более интенсивным, чем то, что Земля получает от Солнца.
Планеты в обитаемых зонах красных карликов могут быть высушены дотла, и их атмосферы могут быть лишены атмосферы довольно рано в их жизни.
Красные карлики обычно успокаиваются через несколько миллиардов лет, но их ранние вспышки могут помешать их планетам стать более гостеприимными.
Звезды рождаются из огромных облаков газа и пыли, известных как туманности, которые разбросаны по большинству галактик.
В течение тысяч и миллионов лет гравитация может привести к тому, что более плотные карманы внутри туманности схлопнутся под собственным весом.
Когда облако, состоящее в основном из водорода, схлопывается, материал в его центре начинает нагреваться.
Это горячее ядро коллапсирующего облака, известное как «протозвезда», является звездой в процессе становления.
Некоторые из этих вращающихся облаков коллапсирующего газа и пыли распадаются на две или три капли, каждая из которых образует звезды.
Это могло бы объяснить, почему большинство звезд в Млечном Пути появляются парами или кратно.
Однако не весь этот материал становится частью звезды — оставшаяся пыль может стать планетами и лунами, астероидами и кометами — или может просто остаться в виде пыли.
По прошествии миллионов лет температура ядра протозвезды достигает точки, при которой может начаться ядерный синтез.
Затем звезда начинает самую длинную стадию своей жизни, называемую «главной последовательностью».
Большинство звезд в галактике, включая наше Солнце, относятся к категории главной последовательности.
Это состояние, при котором ядерный синтез в звезде стабилен, а водород превращается в гелий.
Этот процесс высвобождает много энергии, которая сохраняет звезду горячей и яркой, и создает внешнее давление на невероятную массу материала, которое в противном случае привело бы к коллапсу звезды.
Девяносто процентов жизни звезды проходит в фазе главной последовательности.
Когда вы смотрите на ночное небо, вы можете заметить, что некоторые звезды сияют ярче, чем другие.
Яркость звезды связана с тем, сколько энергии она излучает, а также с тем, насколько близко она находится к Земле.
Звезды также различаются по цвету — потому что они различаются по температуре.
Более горячие звезды кажутся синими или белыми, а более холодные — оранжевыми или красными.
Астрономы используют эти характеристики для классификации звезд главной последовательности на категории по цвету и температуре: O (синий), B (бело-голубой), A (белый), F (желто-белый), G (желтый), K (оранжевый), и M (красный), от самого горячего и самого большого до самого крутого и самого маленького.
Звезды в конце своей жизни выпадают из главной последовательности.
К ним относятся сверхгиганты, красные гиганты и белые карлики.
Наше Солнце относится к категории желтых карликов главной последовательности G-типа.
Прогнозируется, что наше Солнце останется в фазе главной последовательности еще несколько миллиардов лет.
Звезды могут жить миллиарды лет, но их жизнь может быть короче или длиннее в зависимости от их размера (технически, их массы).
Чем больше (или массивнее) звезда, тем короче ее жизнь, поскольку более массивные звезды быстрее сжигают свое ядерное топливо.
Газ и пыль, которые вращаются вокруг звезды во время ее формирования, имеют решающее значение для формирования планет вокруг нее.
Пыль содержит тяжелые элементы, такие как углерод и железо, которые образуют ядра планет.
Ученые считают, что планеты начинаются как пылинки размером меньше ширины человеческого волоса.
Они появляются из гигантского диска из газа и пыли в форме пончика, который вращается вокруг молодых звезд.
Гравитация и другие силы приводят к столкновению материала внутри диска.
Если столкновение достаточно мягкое, материал плавится, разрастаясь подобно катящимся снежкам.
Со временем частицы пыли объединяются, образуя гальку, которая превращается в камни размером в милю.
Когда эти планетезимали, или планеты в процессе становления, вращаются вокруг своей звезды, они убирают материал со своего пути, оставляя пустые космические следы, за исключением мелкой пыли.
В то же время звезда поглощает близлежащий газ, одновременно отталкивая более удаленное вещество еще дальше.
Через несколько миллионов лет диск полностью преобразится, и большая его часть примет форму новых миров.
Когда у средней звезды, такой как наше Солнце, заканчивается водород для плавления, звезда начинает коллапсировать.
Но сжатие звезды заставляет ее снова нагреваться, и она способна синтезировать то немногое, что осталось от водорода в оболочке, обернутой вокруг ее ядра.
Эта горящая оболочка водорода сильно расширяет внешние слои звезды.
Когда это происходит, звезда становится красным гигантом.
А когда наше Солнце войдет в фазу красного гиганта своей жизни, примерно через 5 миллиардов лет, оно станет настолько большим, что Меркурий будет полностью поглощен.
Наш красный гигант Солнце по-прежнему будет потреблять гелий и вырабатывать углерод.
Когда гелий исчезнет, Солнце снова поддастся гравитации.
Когда ядро сожмется, это вызовет высвобождение энергии, и Солнце станет еще большим гигантом с радиусом, превышающим орбиту Земли.
Примерно через миллиард лет в качестве красного гиганта Солнце выбросит свои внешние слои, пока, в конце концов, не обнажится его звездное ядро.
Этот мертвый (с точки зрения ядерного синтеза), но все еще очень горячий звездный пепел называется белым карликом.
Белые карлики размером примерно с Землю, несмотря на массу звезды.
Давление быстро движущихся электронов удерживает эти звезды от дальнейшего коллапса.
Чем массивнее ядро, тем плотнее образующийся белый карлик.
Таким образом, чем меньше белый карлик в диаметре, тем больше он по массе!
Белые карлики уходят в небытие на многие миллиарды лет по мере их постепенного остывания.
Эта участь ожидает только те звезды, масса которых примерно в 1,4 раза превышает массу нашего Солнца.
Выше этой массы электронное давление не может удержать ядро от дальнейшего коллапса.
Таких звезд ждет иная участь.
Если белый карлик формируется в двойной или множественной звездной системе, он может испытать более богатую событиями кончину как новая (nova).
Nova в переводе с латыни означает «новый» — когда-то считалось, что новые звезды — это новые звезды, находящиеся в процессе рождения.
Сегодня мы понимаем, что это очень старые звезды — белые карлики.
Если белый карлик находится достаточно близко к звезде-компаньону, его гравитация может перетаскивать вещество (в основном водород) из внешних слоев этой звезды на себя, накапливаясь на ее поверхности.
Когда на поверхности накапливается достаточное количество водорода, происходит взрыв ядерного синтеза, в результате чего белый карлик существенно становится ярче и выбрасывает оставшийся материал.
В течение нескольких дней свечение стихает, и цикл начинается снова.
Иногда особенно массивные белые карлики (близкие к пределу массы в 1,4 массы Солнца) могут накапливать таким образом столько массы, что коллапсируют и полностью взрываются.
Звездам, масса которых более чем в восемь раз превышает массу нашего Солнца, суждено погибнуть в результате титанического взрыва, называемого сверхновой.
Сверхновая — это не просто более крупная новая.
В новой взрывается только поверхность звезды.
В сверхновой ядро звезды коллапсирует, а затем взрывается.
В массивных звездах сложная серия ядерных реакций приводит к образованию железа в ядре.
Получив железо, звезда выжала всю возможную энергию из ядерного синтеза.
Звезда больше не может поддерживать собственную массу, и железное ядро разрушается.
Всего за несколько секунд диаметр ядра уменьшается примерно с 5000 миль до дюжины, а температура подскакивает на 100 миллиардов градусов и более.
Внешние слои звезды сначала начинают разрушаться вместе с ядром, но отскакивают с огромным выбросом энергии и резко выбрасываются наружу.
Сверхновые выделяют почти невообразимое количество энергии.
На период от нескольких дней до нескольких недель сверхновая может затмить всю галактику.
Точно так же в этих взрывах образуются все встречающиеся в природе элементы и множество субатомных частиц.
Если коллапсирующее звездное ядро в центре сверхновой содержит от 1,4 до 3 масс Солнца, коллапс продолжается до тех пор, пока электроны и протоны не объединятся в нейтроны, образуя нейтронную звезду.
Нейтронные звезды невероятно плотные.
Поскольку они содержат так много массы, упакованной в такой небольшой объем, гравитация на поверхности нейтронной звезды огромна.
Подобно белым карликам, если нейтронная звезда образуется в системе с несколькими звездами, она может аккрецировать газ, отделяя его от ближайших компаньонов.
Нейтронные звезды также обладают мощными магнитными полями, которые могут ускорять атомные частицы вокруг своих магнитных полюсов, производя мощные лучи излучения.
Эти лучи движутся вокруг, как массивные прожекторы, когда звезда вращается.
Если такой луч ориентирован так, что он периодически указывает на Землю, мы наблюдаем его как регулярные импульсы излучения, которые возникают всякий раз, когда магнитный полюс проходит мимо нашего луча зрения.
В этом случае нейтронная звезда известна как пульсар.
Если коллапсирующее звездное ядро больше трех масс Солнца, оно полностью коллапсирует, образуя черную дыру: бесконечно плотный объект, гравитация которого настолько сильна, что ничто не может вырваться, даже свет.
Поскольку фотоны — это то, для чего предназначены наши инструменты, черные дыры можно обнаружить только косвенно.
Косвенные наблюдения возможны, потому что гравитационное поле черной дыры настолько мощное, что любой близлежащий материал — часто внешние слои звезды-компаньона — подхватывается и затягивается.
Когда вещество закручивается по спирали в черную дыру, оно образует диск, называемый аккреционный диск, нагретый до огромных температур, испускающий большое количество рентгеновских и гамма-лучей, указывающих на присутствие лежащего в основе скрытого компаньона.
Черные дыры, которые ведут себя тихо и не «питаются» активно аккреционными дисками, также могут быть обнаружены косвенно, наблюдая за движением ближайших звезд.
Например, астрономы наблюдают сверхмассивную черную дыру в центре Млечного Пути, наблюдая, как близлежащие звезды вращаются с поразительной скоростью, возможной только под воздействием невероятно массивного, но невидимого объекта.
Пыль и обломки, оставленные новыми и сверхновыми, а также красными гигантами, сбрасывающими свои внешние слои, в конечном итоге смешиваются с окружающим межзвездным газом и пылью, образуя новые туманности.
Продукты, созданные в конце жизни звезд, обогащают галактики тяжелыми элементами и химическими соединениями.
В конце концов, эти материалы перерабатываются, обеспечивая строительные блоки для новых поколений звезд и планетных систем.
Далее: Что такое Вселенная? (Подсказка: вы включены)
