Samknot

Медленно вращаясь, звезда Kepler 11145123 сохраняет форму практически идеальной сферы: ее полярный и экваториальный радиусы отличаются на десятитысячные доли процента.

Звезды – сферы далеко не ровные, целый ряд механизмов может приводить к нарушению их правильной формы. Например, вращение заставляет их сплющиваться в направлении полюсов и расширяться в экваториальной плоскости, чуть раздуваясь, как гигантская плазменная тыква. Так проявляются центробежные силы, и чем быстрее звезда вращается вокруг своей оси, тем сильнее она обычно «сплющена». Наше Солнце, например, совершает оборот примерно за 27 дней и на 10 км шире у экватора, чем в плоскости полюсов. У Земли эта разница достигает 21 км.

Звезда Kepler 11145123, расположенная в 5 тыс. световых лет от нас, примерно вдвое крупнее и ярче Солнца и вращается втрое медленнее. Немецкие ученые провели астросейсмологические наблюдения пульсирующего спектра этой большой звезды. В статье, которую Лорен Гизон (Laurent Gizon) и его соавторы опубликовали в журнале Science Advances, они сообщают, что разница между экваториальным и полярным радиусами Kepler 11145123 составляет всего 3 км – притом, что в среднем ее радиус достигает 1,5 млн км. «Это делает Kepler 11145123 самым круглым известным естественным объектом, – добавляет Гизон, возглавляющий Институт исследований Солнечной системы Общества Макса Планка. – Даже круглее Солнца».

С помощью космического телескопа Kepler ученые наблюдали за небольшими периодическими изменениями светимости звезды в течение более чем четырех лет. По их словам, она оказалась еще более идеально круглой, чем это вытекает из самого медленного вращения Kepler 11145123. Гизон и его соавторы предполагают, что еще более сферической звезду делают слабые магнитные поля, действующие в низких широтах.

Источник

Людей во все времена тянуло к звёздам. Но если в древности их ассоциировали с божествами, то сейчас человечеству более-менее понятно, что же они из себя представляют. Здесь я постараюсь рассказать вкратце всё о жизни и смерти звёзд.

История звезды начинается в молекулярном облаке - области космоса, где плотность межзвёздного газа достигает миллиона молекул на кубический сантиметр (плотность "пустого" пространства в галактике содержит от 0,1 до 1 молекулы на куб. см).

"Столпы Творения" — скопления межзвёздного газа и пыли в туманности Орёл. Фотография телескопа "Хаббл", 2015 г.

Такого количества оказывается достаточно для образования молекул водорода. Но для запуска строительства звезды нужен толчок. Таким толчком является гравитационный коллапс.

Гравитационные коллапсы в молекулярных облаках происходят по разным причинам. В этом могут быть виноваты взрыв сверхновой неподалёку, гравитационное воздействие звезды или галактики, влияние магнитного поля или иные факторы. Но результат всегда оказывается один - из-за подобных событий возникает гравитационная неустойчивость, которая приводит к появлению где-то в облаке центра тяжести.

Постепенно, слой за слоем вещество оборачивается вокруг центра тяжести, создавая шарообразное ядро. В результате увеличения его массы и плотности, температура в недрах постепенно растёт, а в определённый момент внутреннее давление и сила гравитации уравновешиваются, препятствуя коллапсу. Такое состояние называется гидростатическим равновесием. С этого момента объект называется протозвездой.

Протозвезда NGC 1333-IRAS 4B в представлении художника.

Масса и плотность протозвезды постепенно увеличивается, количество сталкивающихся в её недрах частиц становится больше. Благодаря этому растёт и температура объекта. Когда она достигает 10-14 млн К, в центре протозвезды происходит первая термоядерная реакция. Два ядра водорода преодолевают кулоновский барьер (потенциальный барьер, который необходимо преодолеть одноимённо заряженным телам для того, чтобы сблизиться друг с другом до возникновения притяжения) и соединяются, образуя ядро гелия. Начинается цепная реакция, длящаяся до тех пор, пока не охватит всю область, в которой температура позволяет водороду синтезировать гелий.

Схема термоядерной реакции дейтерия и трития.

Из-за начавшихся термоядерных реакций внутреннее ядро новорожденной звезды стремительно разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности — и наружу, резко увеличивая яркость светила. Именно так протозвезда, если обладает достаточной массой, превращается в молодую звезду.

Однако, бывает и иной исход. Если масса небесного тела оказывается мала (менее 0,0767 массы Солнца), ей недостаёт гравитационного сжатия, и энергии тратиться больше, чем образуется в процессе синтеза. После исчерпания запасов ядер лёгких элементов, термоядерные реакции в их недрах прекращаются, после чего они относительно быстро остывают, превращаясь в планетоподобные объекты.

Снимки звезды Gliese 229A (больший объект) и её компаньона - коричневого карлика Gliese 229B, расположенных в созвездии Зайца, 1994-1995 гг.

Вернёмся к протозвезде. Если ей удаётся набрать массу более 0,0767 солнечных, она становится полноценной звездой. С этого момента начинается самый долгий и достаточно стабильный период жизни, который занимает 90% времени её существования.

Пока в недрах звезды происходит синтез гелия из водорода, она располагается на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рассела.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела.

По прошествии определённого времени запасы водорода заканчиваются. В больших и горячих звёздах это происходит за несколько миллионов лет, а в маленьких и более холодных - за десятки миллиардов.

То, что случится со звездой дальше, зависит от её массы.

Красные карлики (они располагаются внизу справа на диаграмме Герцшпрунга-Рассела) с массой менее 0,5 солнечной не в состоянии преобразовывать гелий - их масса слишком мала для того, чтобы разогреться до температуры его синтеза. Термоядерный синтез в таких звёздах проходит с низкой интенсивностью, от десятков миллиардов до десятков триллионов лет. Поскольку возраст Вселенной составляет 13,8 миллиардов лет, красные карлики не "умирали" с самого Большого взрыва. В конце своего существования они, вероятнее всего, потухнут, как коричневые карлики, продолжая слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах.

Красный карлик в представлении художника.

Структура звезды со средней массой от 0,5 до 8 солнечных после выгорания водорода начинает заметно меняться. Ядро начинает сжиматься и нагреваться, пока температура не поднимется до 100 млн К, запустив термоядерный синтез углерода и кислорода из гелия. В результате этого процесса поток энергии от ядра увеличивается, а внешние слои звезды начинают расширяться. Так звезда превращается в красный гигант.

На стадии красного гиганта звезда не только значительно увеличивает светимость, но также и начинает быстро терять массу вследствие сильных звёздных ветров и интенсивных пульсаций. Выбрасываемый газ относительно богат производимыми в недрах звезды тяжёлыми элементами. Он образует расширяющуюся оболочку и охлаждается по мере удаления от звезды, делая возможным образование частиц пыли и молекул.

Протопланетарная туманность Красный Прямоугольник (HD 44179): асимметричный выброс газопылевой материи красным гигантом, 2005 г.

По мере того, как всё большая часть атмосферы отделяется от звезды, проявляются глубокие слои с более высокими температурами. При достижении обнажённой поверхностью (фотосферой звезды) температуры в 30000 К энергия ультрафиолетового излучения становится достаточной для ионизации атомов в выброшенном веществе, что заставляет его светиться. Получившееся облако газа называется планетарной туманностью.

При этом в её центре остаётся обнажённое ядро - белый гелиевый карлик, масса которого не превышает 1,44 солнечных - предел Чандрасекара. Радиус такого объекта в сто раз меньше, чем у Солнца, но при этом он имеет плотность, которая может варьироваться, в зависимости от размеров, от 100 тыс. до 1 млрд грамм на куб. см. Белый карлик обладает той же судьбой, что и красный - медленное выгорание в течение миллиардов-триллионов лет, если не найдёт звезду-компаньона, благодаря которой посредством аккреции сможет увеличивать свою массу.

Туманность Улитка (NGC 7293). Фотография телескопа "Хаббл", 2004 г.

Массивные звёзды способны проводить термоядерный синтез всё более тяжёлых элементов Периодической системы, в конечном счёте доходя до железа-56 ("пепел термоядерного горения"). Этот изотоп не может выделять энергию при последующих переходах и просто накапливается в центре. Так происходит до тех пор, пока ядро не наберёт определённую массу, нарушив гидродинамическое равновесие. В этот момент сила, сжимающая ядро звезды, становится столь огромной, что давление электромагнитного излучения больше не в состоянии удерживать вещество от сжатия. Электроны "вдавливаются" в атомное ядро, и нейтрализуются с протонами, в результате внутри ядра остаются практически одни нейтроны. Этот процесс называется нейтронизацией.

Поверхностные слои звезды, до этого находившиеся в локальном гидродинамическом равновесии, оказываются без опоры и устремляются вглубь, падая на образовавшуюся твёрдую поверхность. Вещество при этом отскакивает обратно, и происходит взрыв сверхновой, разносящий его с чудовищной силой на многие световые годы вокруг. Это вещество в значительной части содержит продукты термоядерного синтеза, происходившего на протяжении всей жизни звезды. Именно благодаря сверхновым Вселенная химически эволюционирует.

Крабовидная туманность (NGC 1952). Фотография телескопа "Хаббл", 2005 г.

В эпицентре взрыва остаётся нейтронная звезда. Её масса меньше предела Оппенгеймера-Волкова (2,5-3 солнечных массы), но при этом сконцентрирована в объёме радиусом всего 10-20 км. Плотность звезды составляет 10^19 килограмм на кубометр, и это самый плотный из наблюдаемых объект во Вселенной.

В момент рождения нейтронной звезды, ее температура очень высока - порядка 10^11 K, но она очень быстро падает за счёт нейтринного охлаждения (нейтрино малых энергий, образующиеся во время вспышки сверхновой, практически не взаимодействуют с веществом, делая процесс отвода тепла весьма эффективным). Всего за несколько минут температура падает от 100 млрд К до 1 млрд K, однако затем темп остывания быстро уменьшается: за сто лет звезда охлаждается до 100 млн K, за миллион лет - до 1 млн К. После этого наступает завершающая стадия фотонного остывания, когда реакции с выделением нейтрино (сильно зависящие от температуры) из-за понизившейся температуры ядра становятся слабыми по сравнению с охлаждением за счёт переноса тепла через оболочку и его преобразования в электромагнитное излучение поверхности.

Остаток сверхновой RCW 103 c нейтронной звездой 1E 161348-5055 в центре, 2007 г.

Но далеко не все звёзды, пройдя фазу вспышки сверхновой, становятся нейтронными. Если масса красного гиганта перед смертью была больше 30 солнечных, а масса его ядра превышала предел Оппенгеймера-Волкова, то коллапс продолжится, и даже нейтроны начнут обрушиваться внутрь. Так образуется чёрная дыра - один из самых удивительных объектов во Вселенной.

Чёрная дыра - это область пространства-времени, которую не может покинуть ни материя, ни информация. Напрямую увидеть такой объект мы не можем из-за огромной силы гравитации, не позволяющей даже свету выйти за определённую границу - так называемый горизонт событий - разделяющую Вселенную на две области: внутреннюю и наружную. Но есть косвенные способы её обнаружения.

Одним из них является наблюдение за аккрецией (процессом приращения массы небесного тела за счёт притяжения им материи) вещества на массивные источники. Так, в 2016 г. ученые обнаружили на краю галактики GJ1417+52 источник рентгеновского излучения XJ1417+52. Скорее всего он является чёрной дырой, которая тяжелее Солнца до ста тысяч раз. Причиной яркого излучения считают падение материи от звезды, оказавшейся в непосредственной близости от чёрной дыры и разорванной ею. Именно это позволило астрофизикам обнаружить гравитационный объект.

Объект XJ1417+52 в галактике GJ1417+52. Фото телескопа "Хаббл", 2016 г.

Вот так и проходит долгая, по человеческим меркам, жизнь этих удивительных небесных тел, называемых звёздами. У каждой из них своё будущее: одни спокойно догорят, другие переродятся в нечто новое. Но как бы не окончилась их эволюция, люди всегда будут смотреть наверх, думать о звёздах и восторгаться ими.

Космический телескоп Hubble позволил увидеть плазменные сгустки почти вдвое крупнее Марса, которые старая звезда выбрасывает на скорости десятки тысяч километров в час.

Следы этого необычного явления астрономы фиксировали давно, примерно раз в 8,5 лет, но теперь его впервые удалось наблюдать в действии. Это позволило американским ученым во главе с Рагвендрой Сахаи (Raghvendra Sahai) выдвинуть гипотезу о его причинах. Об этом они пишут в статье, опубликованной в The Astrophysical Journal.

Звезда V Гидры – «раздувшийся» красный гигант, каким станет наше Солнце через несколько миллиардов лет ближе к концу своей эволюции. Ее окружает планетарная туманность – рассеянное облако материи, выброшенной звездой и подсвечиваемой ее излучением. По оценкам ученых, звезда уже потеряла как минимум половину своей массы и вяло дожигает остатки водорода. Эта слабая термоядерная реакция вряд ли может служить источником энергии для массивных и стремительных сгустков плазмы, которые время от времени выбрасывает V Гидры. Зато сами эти выбросы могут подпитывать рост планетарной туманности.

Наблюдения за звездой велись с помощью космического телескопа Hubble между 2002 и 2013 гг., в том числе и в ходе последнего зафиксированного выброса ею плазмы в 2011 г. Спектроскопические данные позволили выяснить скорость, траекторию, температуру и размеры серии сгустков. В частности, они оказались раскалены почти вдвое сильнее поверхности Солнца – до 9400 °С. Заметно остывшие и менее плотные сгустки были обнаружены в 60 млрд км от звезды – это вещество, выброшенное ею в предыдущие периоды, вплоть до 1986 г.

Рагвендра Сахаи и его коллеги смоделировали различные варианты появления этих сгустков, и расчеты одной из моделей указали на самую вероятную причину: влияние невидимой телескопам соседней звезды, которая делает оборот вокруг V Гидры примерно за 8,5 лет. Проходя сквозь верхние слои неплотной атмосферы красного гиганта, она притягивает вещество, которое устремляется к звезде, ускоряясь и закручиваясь по спирали аккреционного диска – так что некоторые сгустки «срываются» с траектории и, как из пращи, выстреливают прочь.

По словам ученых, влияние второй звезды объясняет и стремительный рост планетарной туманности вокруг V Гидры, которая образовалась буквально на глазах астрономов, за последние несколько сотен лет. На снимках Hubble видно, что тут и там по ней рассыпаны медленно «тающие» и остывающие сгустки плазмы, видимо, выброшенные звездой.

Грег Уиттон (Greg Whitton) – британский фотограф и победитель международных конкурсов. В 2015 году он выиграл главный приз в конкурсе Outdoor Photographer of the Year 2014 в номинации Light on the land, а год спустя одержал победу в том же конкурсе в номинации Live the adventure. На фотографиях Уиттона природа показывает себя во всей красе, а правильный выбор освещения придает пейзажам сказочность. Ниже представлены некоторые из его работ.

Источник

Туманность Скат

ESA

Астрономы впервые в режиме реального времени смогли увидеть нагрев и охлаждение звезды во время ее «перерождения». Ученые полагают, что звезда, покинувшая асимптотическую ветвь гигантов на диаграмме Герцшпрунга—Рассела, сейчас возвращается обратно в эту область. Работа ученых опубликована в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Несмотря на то, что наша Вселенная постоянно изменяется, большая часть процессов в ней протекает слишком медленно, чтобы за ними можно было следить на протяжении человеческой жизни. Особенно это касается эволюции звезд, которая продолжается на протяжении всего их существования и может занимать миллиарды лет. Иногда астрономам удается зарегистрировать некоторые события, вроде начала вспышек сверхновых, однако более долгосрочные процессы засвидетельствовать удается крайне редко.

Тем не менее, астрономам с помощью космического телескопа «Хаббл» удалось увидеть ключевой момент «перерождения» звезды SAO 244567, находящейся в созвездии Жертвенника. Обычно когда у звезды, подобной нашему Солнцу, заканчивается водородное «топливо» в ядре, она превращается в красного гиганта. В конце этого этапа эволюции вещество с ее внешних слоев выбрасывается в окружающее пространство, образуя планетарную туманность с белым карликом внутри. Однако в некоторых случаях процесс может пойти не совсем по стандартному сценарию, и тогда после выброса газа в окружающее пространство звезда снова становится частью асимптотической ветви гигантов на диаграмме Герцшпрунга—Рассела.

Ученые вели наблюдения за SAO 244567, находящейся в 2700 световых годах от Земли, в течение 45 лет. Эта звезда когда-то была красным гигантом класса B, который образовал одну из самых молодых планетарных туманностей, известных на сегодняшний день — туманность Ската. В период между 1971 и 2002 годом поверхностная температура этой звезды взлетела почти до 40 тысяч градусов Цельсия. Теперь же новые наблюдения, проведенные с помощью спетрографа Cosmic Origins Spectrograph (COS) показали, что она начала охлаждаться и расширяться.

Такой быстрый и сильный нагрев небесного тела было бы легко объяснить, если бы масса SAO 244567 изначально была в 3-4 раза больше массы Солнца, однако данные показывают, что она была приблизительно такой же. Обычно маломассивные звезды эволюционируют значительно дольше, поэтому ученые пришли к выводу, что резкий подъем температуры произошел из-за гелиевой вспышки за пределами ядра звезды. После этого звезда, согласно предсказаниям теории, должна была снова начать расширяться, что и подтвердили недавние наблюдения «Хаббла».

Тем не менее, параметры звезды, предсказанные моделью, в которой она переживает позднюю тепловую вспышку, не полностью согласуются с реальными наблюдениями. Для того, чтобы лучше понять эволюцию подобных небесных тел, требуется дополнительное исследование.

Недавно сайт космической обсерватории «Чандра» опубликовал анимацию другого события, которое человек может наблюдать на протяжении своей жизни — расширения остатка сверхновой SN 1572, также известной как сверхновая Тихо Браге. Анимация составлена из пяти снимков в рентгеновском диапазоне, сделанных на протяжении 15 лет.

Источник