Эволюция звезд: карлики главной последовательности, белые и коричневые карлики

Звездная эволюция в основном определяется массой и размером звезды, причем большинство светил следуют определенному эволюционному пути, известному как главная последовательность. Термин «карликовая звезда» обычно относится к объектам, обладающим нормальным радиусом для своей массы и находящимся на кривой главной последовательности, где они вырабатывают энергию путем превращения водорода в гелий посредством ядерного синтеза в своих ядрах. Наше Солнце, классифицируемое как желтый карлик, служит эталоном для этой категории, поскольку карликами в широком смысле считаются любые звезды с радиусом, сравнимым с солнечным или меньшим. Помимо стандартных карликов главной последовательности, существуют более необычные подтипы, включая белые карлики (коллапсировавшие, но все еще светящиеся остатки), черные карлики (гипотетические холодные мертвые остатки) и коричневые карлики (субзвездные объекты, неспособные поддерживать стабильный синтез водорода). Дополнительно выделяют красные карлики — наиболее многочисленный и долгоживущий класс звезд во Вселенной.

Белые карлики представляют собой особый класс вырожденных звезд, состоящих из вещества, находящегося в электронно-вырожденном состоянии — это состояние достигается, когда электроны сжимаются в низкоэнергетические квантовые состояния в ходе гравитационного коллапса. Данные звездные остатки составляют заключительную стадию эволюции звезд примерно солнечной массы после завершения их жизненного цикла на главной последовательности. Хотя белые карлики обладают массами, сравнимыми с солнечной, их объемы примерно равны объему Земли, что приводит к экстремальным плотностям в сочетании со слабой светимостью, обусловленной исключительно остаточной тепловой энергией. Наблюдения показывают, что около 6 процентов звезд в окрестностях Солнца являются белыми карликами, однако теоретические модели предполагают, что до 97 процентов всех звезд могут в конечном итоге завершить свою эволюцию в этом состоянии. Процесс охлаждения белых карликов занимает миллиарды лет, и постепенное снижение температуры сопровождается изменением их спектральных характеристик.

Переход от звезд главной последовательности к белым карликам связан с четко определенной эволюционной последовательностью. После истощения запасов водорода в ядрах звезды главной последовательности превращаются в красных гигантов, инициируя синтез гелия для образования углерода и кислорода. У звезд с массой, достаточной для достижения необходимых температур в ядре, этот процесс продолжается до тех пор, пока не сформируется ядро из углерода и кислорода. Впоследствии звезда теряет свою внешнюю оболочку, образуя планетарную туманность, а оставшееся ядро сжимается и превращается в белого карлика. Данный механизм объясняет преобладание углерода и кислорода в составе белых карликов, хотя в некоторых остатках также присутствуют следы неона и магния, образующихся на поздних стадиях термоядерного синтеза. Масса белого карлика не может превысить предел Чандрасекара (примерно 1,4 массы Солнца), иначе наступает катастрофический коллапс с возможной вспышкой сверхновой типа Ia.

Белые карлики — это, по сути, инертные остатки звезд, которые больше не поддерживают термоядерные реакции из-за отсутствия внутренних источников энергии. Их равновесие поддерживается за счет давления вырождения электронов, которое противодействует гравитационному коллапсу, предотвращая сближение электронов с атомными ядрами и поддерживая стабильное квантовое состояние. Данный баланс сохраняется для звездных масс вплоть до упомянутого предела Чандрасекара; за пределами этого порога коллапс протекает катастрофически. Когда белые карлики первоначально формируются, они обладают чрезвычайно высокой температурой поверхности (до 100 000 К), но постепенно охлаждаются в течение астрономических периодов времени за счет переноса излучения. Теоретически, после достаточного охлаждения они стали бы черными карликами, однако сроки охлаждения намного превышают текущий возраст Вселенной (около 13,8 миллиарда лет), что делает черных карликов гипотетическими объектами, которые еще не могли сформироваться.

Принципиально иной категорией являются коричневые карлики, которые занимают промежуточное положение по массе между планетами-гигантами (например, Юпитером) и настоящими звездами. Чтобы инициировать и поддерживать термоядерный синтез водорода, звезда должна обладать минимальной массой, примерно в 80 раз превышающей массу Юпитера в начале фазы главной последовательности. Объекты ниже этого порога (от 13 до 80 масс Юпитера) не могут генерировать стабильное внутреннее слияние и, следовательно, их сложно обнаружить из-за низкой светимости. Коричневые карлики характеризуются полностью конвективными недрами и поверхностями, что позволяет им преодолевать разрыв между массивными газовыми планетами и истинными звездами наименьшей массы. Известные примеры включают Тейде 1, который проявляет свойства, сходные с желтым карликом, и Глизе 229B, который больше напоминает красного карлика по размеру и температуре поверхности. Классификация Gliese 229B остается неопределенной, поскольку ее масса находится вблизи критического порога, необходимого для устойчивого синтеза водорода; в ее атмосфере обнаружены метан и водяной пар.

Красные карлики составляют самую многочисленную звездную популяцию во Вселенной, характеризующуюся малыми массами (менее 40 процентов массы Солнца), низкими температурами (от 2000 до 3800 К) и, соответственно, низкой светимостью. Яркость самых ярких красных карликов составляет всего около 10% от солнечной, что делает их тусклыми и трудноразличимыми, несмотря на их численное превосходство (по некоторым оценкам, до 75% всех звезд Млечного Пути). Эти звезды поддерживают термоядерный синтез водорода в своих ядрах, эффективно передавая тепло к поверхности за счет конвекции. Конвективный процесс предотвращает накопление гелия в ядре, позволяя красным карликам потреблять значительно большую долю своего водородного топлива, прежде чем покинуть главную последовательность. Следовательно, красные карлики обладают необычайно продолжительной продолжительностью жизни: в то время как солнцеподобная звезда может существовать около 10 миллиардов лет, красный карлик с массой в одну десятую солнечной может продолжать термоядерный синтез до 10 триллионов лет.

Эволюция красных карликов резко отличается от эволюции более массивных звезд. По мере того как водородное топливо постепенно истощается, ядро сжимается под действием силы тяжести, выделяя дополнительное тепло за счет гравитационного сжатия, которое затем переносится на поверхность посредством конвекции. В конце концов термоядерный синтез полностью прекращается, за ним следует остановка сжатия, и звезда постепенно остывает и исчезает из поля зрения, превращаясь в холодный темный объект, аналогичный черному карлику, но с гораздо более длительным временем охлаждения. Проксима Центавра — ближайшая из известных звезд к Солнцу (расстояние около 4,24 световых года) — является типичным примером красного карлика спектрального класса M5.5Ve. Этот объект предлагает астрономам удобно расположенную лабораторию для изучения свойств и долгосрочной эволюции многочисленных, но слабых звездных объектов, а также для поиска экзопланет в обитаемой зоне, которая у красных карликов расположена очень близко к звезде.

Дополнительно стоит отметить, что между красными и коричневыми карликами существует спектральный переход: объекты с массами от 0,08 до 0,5 солнечной относятся к поздним М-карликам, а еще более легкие — к L- и T-карликам, которые часто рассматриваются как коричневые. Современные инфракрасные обзоры, такие как 2MASS и WISE, позволили обнаружить тысячи коричневых карликов, подтвердив их широкую распространенность. Изучение всех типов карликовых звезд имеет ключевое значение для понимания звездной эволюции, галактической динамики и поиска внесолнечных планет, поскольку карлики (особенно красные) являются наиболее вероятными хозяевами землеподобных миров.

Источники: Чейссон, Эрик и Стив Макмиллан. Астрономия сегодня. 6-е изд. Аппер-Сэддл-Ривер, Нью-Джерси: Эддисон-Уэсли, 2007.
Коминс, Нил Ф. Открывая Вселенную. 8-е изд. Нью-Йорк: У. Х. Фриман, 2008.

Энциклопедия астрономии и астрофизики. Издательство CRC, Taylor and Francis Group. Доступно онлайн. URL: http://eaa.crcpress.com/. Дата обращения: 24 октября 2008 г.
“ScienceDaily: Новости астрофизики”. ООО "Сайенс Дейли". Доступно онлайн. URL: http://www.sciencedaily.com/news/space_time/astrophysics/. Дата обращения: 24 октября 2008 г.
Сноу, Теодор П. Основы динамической вселенной: введение в астрономию. 4-е изд., Сент-Пол, Миннесота: Вест, 1991.

Земля: строение, состав и геодинамические процессы третьей планеты Солнечной системы

Земля является третьей планетой от Солнца, расположенной между Венерой и Марсом на среднем расстоянии 93 миллиона миль (150 × 10⁶ км). При среднем радиусе 3960 миль (6371 км) и площади поверхности 2,04 × 10⁸ квадратных миль (5,101 × 10⁸ км²) средняя плотность планеты составляет 5,5 грамма на кубический сантиметр. Как одна из планет земной группы (наряду с Меркурием, Венерой и Марсом), Земля состоит в основном из твердых горных пород, во внешних слоях которых преобладают силикатные минералы, а ядро образовано плотным железоникелевым сплавом. Такое строение определяет уникальные геофизические и геохимические характеристики нашей планеты.

Земля, увиденная экипажем "Аполлона-17": Африка и Мадагаскар в центре поля зрения (НАСА)

Земля и другие планеты сформировались в результате конденсации из солнечной туманности примерно 5 миллиардов лет назад. Данный процесс включал вихревое облако горячей пыли, газа и протопланет, которые сталкивались и объединялись, в конечном итоге образуя основные планеты. Фаза аккреции происходила в условиях высокой температуры, что способствовало широкомасштабному плавлению, позволившему более тяжелым металлическим элементам, в частности железу (Fe) и никелю (Ni), опускаться к центру, тогда как более легкие скалистые материалы поднимались к поверхности. Эта дифференциация привела к образованию нескольких концентрических оболочек различной плотности и состава, создав фундаментальную крупномасштабную структуру, которая характеризует Землю сегодня.

Основные внутренние оболочки Земли включают земную кору — легкий внешний слой толщиной от 3 до 43 миль (5–70 км). Под ней находится мантия — твердая каменистая зона, простирающаяся на глубину 1802 миль (2900 км). Внешнее ядро представляет собой слой расплавленного металла, достигающий глубины 3170 миль (5100 км), тогда как внутреннее ядро является твердой металлической сферой, простирающейся до 3958 миль (6370 км). После широкого распространения теории тектоники плит в 1960-х годах геологи признали, что самая удаленная часть Земли подразделяется на зоны с различными механическими свойствами. Жесткая внешняя оболочка была разделена на множество плит, движущихся относительно друг друга, на некоторых из которых в процессе дрейфа континентов образовались континенты.

Толщина этого внешнего жесткого слоя, называемого литосферой, варьируется от 45 до 95 миль (75–150 км). Литосфера фактически плавает поверх более плотной, частично расплавленной зоны в верхней мантии, известной как астеносфера (или «слабая сфера»), пластичность которой допускает боковое перемещение тектонических плит на поверхности. Такое взаимодействие литосферы и астеносферы является ключевым механизмом, управляющим горизонтальными движениями континентов и океанического дна. Геологические наблюдения показывают, что скорости движения плит варьируются от 1 до 10 см в год, что сопоставимо со скоростью роста ногтей человека.

Поверхность Земли в основном разделена на континенты и океанические бассейны, при этом океаны покрывают примерно 60 процентов, а континенты — 40 процентов. Горы представляют собой возвышенные части континентов, в то время как береговые линии обозначают границу между сушей и морем. Континентальные шельфы — обширные и узкие участки, расположенные под континентальной корой и покрытые мелководьем, — переходят в континентальные склоны, которые характеризуются крутыми уклонами, ведущими к глубоководному океаническому бассейну. При подъеме материка уклон уменьшается, переходя в глубоководные океанские абиссальные равнины.

Системы океанических хребтов представляют собой подводные горные цепи, в которых при спрединге морского дна образуется новая океаническая кора. Горные пояса встречаются в двух основных формах. Орогенные пояса — это линейные горные цепи, расположенные в основном на континентах, состоящие из сильно деформированных горных пород, которые отмечают зоны столкновения литосферных плит или их скольжения друг мимо друга. Система срединно-океанических хребтов простирается на 40 000 миль (65 000 км) и представляет собой обширное поле излияния молодой лавы на океанское дно, служащее главным местом образования новой океанической коры в результате тектоники плит. По мере того как новообразованная кора отодвигается от гребней хребтов, поднимающийся магматический материал заполняет образовавшееся пространство. Океанические котловины также содержат вытянутые глубоководные желоба, которые опускаются на несколько километров ниже окружающего морского дна, местами достигая глубины в семь миль (14 км). Эти желоба являются зонами субдукции, где океаническая кора погружается обратно в мантию, завершая цикл тектоники плит.

Внешние слои Земли включают гидросферу (океаны, озера, ручьи) и атмосферу. Граница раздела между воздухом и водой геологически активна, поскольку эрозия разрушает горные породы на рыхлые обломки, известные как реголит. Гидросфера функционирует как динамичная масса жидкости, находящаяся в постоянном движении, включающая всю воду в океанах, озерах, ручьях, ледниках и подземных водах, причем подавляющее большинство (около 97%) находится в океанах. Гидрологический цикл управляет как краткосрочными, так и долгосрочными изменениями в гидросфере, будучи обусловленным солнечным теплом, которое вызывает испарение и транспирацию. Водяной пар перемещается по атмосфере, выпадает в виде дождя или снега, а затем стекает в ручьи, испаряется или проникает в грунтовые воды, прежде чем в конечном итоге повторить цикл.

Атмосфера состоит из газовой смеси, известной как воздух, простирающейся на сотни километров над поверхностью и находящейся в постоянном движении из-за неравномерного солнечного нагрева: экватор получает больше тепла на единицу площади, чем полюса. Нагретый воздух расширяется и поднимается вверх, затем распространяется к полюсу, охлаждается, опускается и постепенно возвращается к экваториальным областям, формируя ячейки циркуляции (ячейки Хадли, Феррелла и полярные). Вращение Земли изменяет эту схему циркуляции благодаря эффекту Кориолиса, который отклоняет свободно движущиеся тела вправо в Северном полушарии и влево в Южном полушарии, что определяет направление ветров и океанических течений.

Биосфера включает в себя все живое на Земле, а также частично разложившиеся органические остатки. Эти органические вещества, состоящие преимущественно из углерода (C) , водорода (H) и кислорода (O) , подвергаются разложению и могут включаться в состав реголита, в конечном итоге возвращаясь в литосферу, атмосферу или гидросферу в результате геологических процессов. Таким образом, биосфера выступает важнейшим звеном в глобальных биогеохимических циклах, включая круговороты углерода, азота и серы. Взаимодействие всех четырех оболочек Земли — литосферы, гидросферы, атмосферы и биосферы — создает уникальные условия, благодаря которым наша планета остается единственным известным местом во Вселенной, где существует жизнь.

Дополнительная литература: Скиннер, Брайан Дж. и Стивен К. Портер. Динамическая Земля, введение в физическую геологию. 5-е изд. Нью-Йорк: John Wiley & Sons, 2004.

Сведения об авторах и источниках:

Авторы: Тимоти Куски

Источник: Энциклопедия наук о Земле и космосе

Данные публикации будут полезны студентам и аспирантам естественнонаучных направлений (геологии, географии, геофизики, астрофизики и космологии), начинающим специалистам в области структурной геологии, тектоники, космологии и астрофизики, а также всем, кто интересуется фундаментальными загадками устройства Вселенной и процессами формирования Земли.