22: Зірки від підліткового віку до старості

$\newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} }$

$\newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}}$

$\newcommand{\id}{\mathrm{id}}$

$\newcommand{\Span}{\mathrm{span}}$

$\newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}$

$\newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}$

$\newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}$

$\newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}$

$\newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}$

$\newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}$

$\newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}$

$\newcommand{\Span}{\mathrm{span}}$

$\newcommand{\id}{\mathrm{id}}$

$\newcommand{\Span}{\mathrm{span}}$

$\newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}$

$\newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}$

$\newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}$

$\newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}$

$\newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}$

$\newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}$

$\newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}$

$\newcommand{\Span}{\mathrm{span}}$

Сонце та інші зірки не можуть тривати вічно. З часом вони вичерпають своє ядерне паливо і перестануть світити. Але як вони змінюються протягом тривалого життя? І що означають ці зміни для майбутнього Землі?

Тепер ми переходимо від народження зірок до решти їхніх життєвих історій. Це непросте завдання, оскільки зірки живуть набагато довше астрономів. Таким чином, ми не можемо сподіватися побачити історію життя будь-якої окремої зірки, що розгортається на наших очах чи телескопах. Щоб дізнатися про їхнє життя, ми повинні обстежити якомога більше зоряних мешканців Галактики. З ретельністю і невеликою удачею ми можемо зловити хоча б кілька з них на кожному етапі свого життя. Як ви дізналися, зірки мають багато різних характеристик, причому відмінності іноді виникають внаслідок їх різних мас, температур та світності, а в інший час походять від змін, які відбуваються з віком. Завдяки поєднанню спостереження та теорії ми можемо використовувати ці відмінності, щоб зібрати разом історію життя зірки.

22.1: Еволюція від головної послідовності до червоних гігантів
Коли зірки вперше починають зливати водень з гелієм, вони лежать на основній послідовності нульового віку. Кількість часу, який зірка проводить на етапі основної послідовності, залежить від її маси. Більш масивні зірки завершують кожен етап еволюції швидше, ніж зірки меншої маси. Злиття водню з утворенням гелію змінює внутрішній склад зірки, що, в свою чергу, призводить до зміни її температури, світності та радіуса.
22.2: Зоряні скупчення
Зоряні скупчення забезпечують одне з найкращих тестів наших розрахунків того, що відбувається з віком зірок. Зірки в даному скупченні утворилися приблизно в один і той же час і мають однаковий склад, тому відрізняються в основному масою, а значить, і життєвою стадією. Існує три типи зоряних скупчень: кулясті, відкриті та асоціаційні. Кульові скупчення мають діаметри 50-450 світлових років, містять сотні тисяч зірок і розподілені в ореолі навколо Галактики.
22.3: Перевірка теорії
Діаграма H—R зірок у скупченні систематично змінюється у міру дорослішання скупчення. Наймасовіші зірки еволюціонують найстрімше. У наймолодших скупченнях і асоціаціях сильно світяться сині зірки знаходяться на головній послідовності; зірки з найменшими масами лежать праворуч від основної послідовності і все ще скорочуються до неї. З плином часу зірки поступово нижчих мас еволюціонують від (або вимикаються) основної послідовності.
22.4: Подальша еволюція зірок
Після того, як зірки стають червоними гігантами, їх ядра в кінцевому підсумку стають досить гарячими, щоб виробляти енергію, сплавивши гелій з утворенням вуглецю (а іноді і трохи кисню). Злиття трьох ядер гелію виробляє вуглець за допомогою потрійного альфа-процесу. Швидке початок злиття гелію в ядрі маломасової зірки називається гелієвим спалахом. Після цього зірка стає стійкою і ненадовго зменшує свою світність і розмір.
22.5: Еволюція більш масивних зірок
У зірках з масами, що становлять >8 мас Сонця, ядерні реакції, що включають вуглець, кисень і все ще важчі елементи, можуть накопичувати ядра, такі важкі, як залізо. Створення нових хімічних елементів називається нуклеосинтезом. Пізні стадії еволюції відбуваються дуже швидко. Зрештою, всі зірки повинні використовувати всі наявні джерела енергії. У процесі вмирання більшість зірок викидають деяку речовину, збагачену важкими елементами, в міжзоряний простір, де її можна використовувати для формування нових зірок.
22.E: Зірки від підліткового віку до старості (вправи)

Мініатюра: Під час пізніх фаз зоряної еволюції зірки виганяють частину своєї маси, яка повертається до міжзоряного середовища для формування нових зірок. Це зображення космічного телескопа Хаббла показує зірку, яка втрачає масу. Відомий як Мензель 3, або Мурашина Туманність, ця прекрасна область викинутого газу знаходиться приблизно на 3000 світлових років від Сонця. Ми бачимо центральну зірку, яка виштовхувала масу переважно в двох протилежних напрямках. Об'єкт має довжину близько 1,6 світлових років. Зображення має кольорове кодування - червоний відповідає лінії викиду сірки, зелений до азоту, синій - водню та синій/фіолетовий - кисню. (кредит: модифікація роботи НАСА, ESA та команди спадщини Хаббла (STSCI/AURA))