Горение водорода - самая длительная стадия в жизни звезды, что связано с начальным большим обилием водрода (70 по массе) и большой калорийностью () превращения водорода в гелий, что составляет около 70 энергии, получаемой в цепочке последовательных термоядерных превращений водорода в элемент c наибольшей энергией связи на нуклон (МэВ/нуклон). Фотонная светимость звезд на главной последовательности, где горит водород, как правило меньше, чем на последующих стадиях эволюции, а их нейтринная свтимость значительно меньше, т.к. центральные температуры не превышают K. Поэтому большая часть звезд в Галактике и во Вселенной являются звездами главной последовательности.

После окончания горения водорода в ядре звезда отходит вправо от главной последовательности на диаграмме эффективная температура - светимость (диаграмма Герцшпрунга-Рассела), ее эффективная температура уменьшается, и звезда перемещается в область красных гигантов. Это связано с конвективным переносом энергии от слоевого водородного источника, располагающегося непосредственно вблизи гелиевого ядра. В самом ядре температура из-за гравитационного сжатия постепенно повышается, и при температуре и плотности г/см начинается горение гелия. (Замечание : так как в природе нет устойчивых элементов с атомными номерами 5 и 8, невозможна реакция, а бериллий-8 распадается на 2 альфа-частицы

Выделение энергии на грамм при горении гелия примерно на порядок меньше, чем при горении водорода. Поэтому время жизни и число звезд на этой стадии эволюции значительно меньше, чем звезд главной последовательности. Но благодаря высокой светимости (стадия красного гиганта или сверхгиганта) эти звезды хорошо изучены.

Наиболее важная реакция - - процесс: Энергия суммы трех альфа-частиц на 7.28 МэВ превышает энергию покоя ядра углерода-12. Поэтому чтобы реакция эффективно шла, нужен "подходящий" энергетический уровень ядра углерода-12. Такой уровень (с энергией 7.656 МэВ) у ядра имеется, поэтому 3-реакция в звездах носит резонансный характер и поэтому идет с достаточной скоростью. Две альфа-частицы образуют корткоживущее ядро: . Время жизни около c, но есть вероятность присоединения еще одной альфа-частицы с образованеим возбужденного ядра углерода-12: . Возбуждение снимается рождением пары, а не фотоном, т.к. фотонный переход с этого уровня запрещен правилами отбора: . Заметим, что образующийся атом в основном сразу же "разваливается" на Be и He и в конечном счете на 3 альфа-частицы, и только в одном случае из 2500 происходит переход на основной уровень с выделением 7.65 МэВ энергии, уносимой парой.

Скорость дальнейшей реакции

сильно зависит от температуры (определяемой массой звезды), поэтому окончательный результат горения гелия в массивных звездах - образование углеродного, углеродно-кислородного или чисто кислородного ядра.

На последующих стадиях эволюции массивных звезд в центральных областях звезды при высоких температурах происходят реакции непосредственного слияния тяжелых ядер. Энерговыделение в реакциях горения сравнимо с энерговыделением в -реакции, однако мощное нейтринное излучение из-за высокой температуры (K) делает время жизни звезды на этих стадиях много меньше, чем время горения гелия. Вероятность обнаружения таких звезд крайне мала, и в настоящее время нет ни одного уверенного отождествления звезды в спокойном состоянии, выделяющей энергию за счет горения или более тяжелых элементов.

Рис. 7.1 Расчет эволюции звезды с начальной массой 22 как функция времени с момента загорания водорода в ядре до начала коллапса. Время (в логарифмическом масштабе) отсчитывается от момента начала коллапса. По оси ординат - масса в солнечных единицах, отсчитываемая от центра. Отмечены стадии термоядерного горения различных элементов (включая слоевые источники). Цветом показана интенсивность нагрева (синий) и нейтринного охлаждения (фиолетовый). Штриховкой отмечены конвективно-неустойчивые области звезды. Рассчеты Heger A., Woosley S. (Рисунок из обзора Langanke K., Martinez-Pinedo G., 2002, nucl-th/0203071)

УРОК №26. ЖИЗНЕННЫЙ ПУТЬ РЯДОВОЙ ЗВЕЗДЫ.

1. Бесшабашная юность - начальная стадия эволюции звезд.

- гравитационное сжатие;

- протозвезды;

- области звездообразования;

- протозвезды на диаграмме Г-Р;

2. Стабильная зрелость - стадия главной последовательности.

- механизм саморегуляции звезд;

-модели звезд различных классов;

3. Неспокойная старость – уход с главной последовательности.

- красные гиганты и белые карлики;

- бесславный конец.

1. Начальная стадия эволюции звезд

Согласно современным представлениям, звезды рождаются из газопылевой диффузной среды в результате процесса гравитационного сжатия отдельных газовых облаков под действием собственного тяготения. Температура вещества при переходе от молекулярных облаков к звездам возрастает в миллионы раз, а плотность – в 1020 раз.

Гравитационное сжатие начинается в наиболее плотных областях межзвездного газа. Сжатие возникает как следствие гравитационной неустойчивости, идея которой была высказана еще Ньютоном. Позже Джинс показал, что бесконечная однородная среда неустойчива, и из простого физического критерия определил минимальные размеры облаков, в которых может начаться самопроизвольное сжатие. Этот критерий - отрицательная полная энергия облака. Е0=Еграв+Етепл<0. При этом максимальный размер устойчивого облака Lj и его масса Mj зависит от плотности частиц n и их температуры T :https://pandia.ru/text/78/308/images/image002_210.gif" width="109" height="31 src=">. Массы таких облаков должны быть не меньше 1000 масс Солнца. Однако звезд с такими массами нет. Это связано с тем, что как только начинается сжатие в какой-то области облака, там увеличивается плотность, а температура поначалу почти не меняется. Такое изотермическое сжатие приводит к уменьшению критерия устойчивости Lj , а это, значит, что неустойчивость возникнет уже в более мелких масштабах. Внутри сжимающегося облака образуются новые центры сжатия – явление каскадной фрагментации облака.

Пока облако достаточно разрежено оно легко пропускает через себя гравитационную энергию, высвобождающуюся при сжатии, в виде инфракрасных квантов, испускаемых атомами. Гравитационное сжатие прекращается тогда, когда плотность облака возрастает настолько, что вещество становится непрозрачным к собственному излучению, которое начинает накапливаться в облаке и нагревать газ. Так в глубинах сжимающегося облака возникает устойчивое дозвездное тело – протозвезда.

Протозвезда. Рассмотрев в общих чертах начало процесса формирования протозвезд, мы имеем два важных результата, доступных проверке наблюдениями. Во-первых, становится ясно, почему звезды преимущественно возникают группами, в виде звездных скоплений. Число звезд в скоплениях, так же в согласии с наблюдениями должно быть порядка 1000 штук, если считать что в среднем звезды образуются с массами, близкими к солнечной. Во-вторых, можно понять, почему массы звезд заключены в сравнительно узких пределах, связанных с критерием Джинса.

Когда разогрев центрального сгущения окажется достаточным, чтобы возникшее газовое давление противостояло гравитации, сжатие этого сгущения прекращается, и основным процессом становится аккреция, т. е. падение вещества из облака на сформировавшееся ядро. Именно этот процесс максимально влияет на разброс масс звезд. В результате аккреции масса звезды постепенно увеличивается, а значит, растет температура и светимость звезды. На этом этапе протозвезда оказывается изолированной от внешней среды плотной и непрозрачной для видимого излучения оболочной. Такие объекты получили названия «звезд-коконов». Они перерабатывают горячее излучение протозвезды в мощное инфракрасное излучение. При дальнейшем росте массы растет и давление излучения протозвезды, которое рано или поздно остановит аккрецию вещества, а затем и начнет отталкивать остатки облака, не дав возможности им упасть на ядро. Из равенства силы гравитации силе светового давления Fизл=Fграв можно определить максимально возможную светимость L, которая для звезды с массой 100М8 равна 3–106L8, что соответствует наблюдаемым максимальным светимостям стационарных звезд главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела.

Очищенная от остатков оболочки звезда в это время переходит в гидростатическое равновесие за счет того, что при достаточно большой массе в ее недрах включается новый собственный источник энергии – термоядерные реакции. В это время звезда окончательно переходит на главную последовательность, на которой и остается большую часть своей жизни.

Области звездообразования. Гигантские молекулярные облака с массами, большими 105 массы Солнца (их известно более 6 000 в Галактике), содержат 90 % всего молекулярного газа Галактики. Именно с ними связаны области звездообразования. Рассмотрим две из них.

Туманность Орел - облако межзвездного газа, нагретого свечением нескольких горячих звезд типа O или B, в котором мы вживую можем наблюдать процессы рождения звезд. Расположена она в 6000 световых лет от нас в созвездии Змеи. Скопление звезд на фоне Орла сформировалось в этой газовой туманности, оно и является причиной, вызывающей ее свечение. В наше время образование звезд продолжается вблизи "туловища слона". Маленькие, темные области, возможно, являются протозвездами. Их еще называют звездными яйцами. Звезды внутри туманности имеют возраст лишь около 5,5 миллионов лет. В центре туманности выделяются так называемые газовые Столбы. Это области звездообразования, состоящие почти из одного молекулярного водорода . Выделяющиеся оконечности столбов (слоновьи хоботы) несколько больше нашей Солнечной Системы. Часто в вершинах этих конусов располагаются глобулы – небольшие плотные темные газопылевые туманности, в которых уже начался процесс гравитационного сжатия. В некоторых глобулах наблюдаются объекты Хербига-Аро звездообразные сгущения обнаруженные в 1954 году, хотя на фотографиях за несколько лет до этого они отсутствовали. Это – первое, из непосредственно наблюдавшихся на наших глазах, следствие процесса звездообразования.

Туманность Ориона находится в центре "меча" в созвездии Ориона. Она может наблюдаться без всяких оптических инструментов, но при помощи хорошего телескопа вид ее впечатляет гораздо больше. М42 - ярчайшая из видимых с Земли туманностей. Расстояние до нее световых лет - приблизительное. Внутри Туманности Ориона рождается много новых звезд, кроме того, с помощью инфракрасных фотографий были открыты несколько протопланетных облаков - образующихся планетных систем. Уже 15-сантиметровые телескопы позволяют увидеть в сердце туманности - так называемую Трапецию - четыре звезды, расположенных в углах воображаемой равнобокой трапеции. Эти звезды - одни из самых молодых, среди нам известных. Их возраст около лет. Туманность в Орионе содержит кроме обычных для туманностей газов (водорода и гелия), кислород и даже некоторые молекулярные соединения, в том числе и органические. Этот грандиозный газопылевой комплекс является крупнейшим в Галактике.

Теплоэнергетика" href="/text/category/teployenergetika/" rel="bookmark">тепловой энергии , и температура растет. Для обычных тел, не имеющих собственных источников энергии, потери на излучение сопровождаются охлаждением, и их теплоемкость положительна. Отрицательная теплоемкость звезды вместе с сильной зависимостью энерговыделения от температуры приводит к тому, что звезды главной последовательности оказываются саморегулирующимися системами. Действительно, случайное понижение температуры приводит не только к замедлению термоядерной реакции, но и к уменьшению внутреннего давления, и гравитационные силы начинают сжимать звезду. Как было сказано выше половина выделяющейся при сжатии энергии идет на увеличение температуры, что сразу восстанавливает уровень замедлившейся ядерной реакции, а с ним и давления. Аналогичная компенсация возникает и при случайном перегреве звезды. Благодаря саморегулируемости на стадии главной последовательности звезды находятся в тепловом равновесии, при котором ядерной энергии выделяется ровно столько, сколько необходимо, чтобы компенсировать потери на излучение. И так, мы имеем саморегулирующийся термоядерный реактор, который, к сожалению, не можем пока повторить на Земле.

Модели звезд различных классов. В начале стадии главной последовательности звезда однородна по химсоставу – это неизбежное следствие сильного перемешивания на стадии протозвезды. В дальнейшем на протяжении всей стадии главной последовательности в результате выгорания водорода в центральных областях растет содержание гелия. Когда водород там полностью выгорает, звезда уходит с главной последовательности в область гигантов или при больших массах - сверхгигантов.

По мере продвижения вверх по главной последовательности радиусы и массы звезд увеличиваются, температура в их недрах также постепенно возрастает. От значения температуры сильно зависит характер ядерных реакций в недрах звезды, а также темп энерговыделения. У звезд поздних спектральных классов G, K, M, как и в Солнце, выделение ядерной энергии в основном происходит в результате протон-протонного цикла. У горячих звезд ранних спектральных классов, в недрах которых температура выше, идут реакции углеродного цикла, при которых светимость значительно больше, что приводит значительно более быстрой эволюции. Отсюда следует, что горячие звезды, наблюдаемые в стадии главной последовательности, имеют сравнительно небольшой возраст.

Поскольку выделение энергии при углеродном цикле пропорционально аж 20 степени температуры, то вблизи центра при таком огромном энерговыделении лучистый перенос не справляется с задачей отвода энергии, поэтому в переносе энергии участвует само вещество, активно перемешиваясь, и в недрах массивных звезд возникают конвективные зоны. Слои звезды, окружающие конвективное ядро, находятся в лучистом равновесии, подобно тому, как это имеет место на Солнце.

Звезды нижней части ГП по своему строению подобны Солнцу. При протон-протонной реакции мощность энерговыделения зависит от температуры слабее, чем при углеродной цикле (примерно как Т4). В центре звезды конвекция не возникает, и энергия переносится излучением. Зато из-за сильной непрозрачности более холодных наружных слоев у звезд этой части ГП образуются протяженные наружные конвективные зоны. Чем холоднее звезда, тем на большую глубину происходит перемешивание. Если у Солнца только 2% массы приходится на слои, охваченные конвекцией, то карлик спектрального класса М практически весь конвективен.

Как видно из последних двух столбцов таблицы, время жизни звезд на ГП примерно на два порядка больше продолжительности стадии гравитационного сжатия. Это объясняет, почему на ГП располагается большинство наблюдаемых звезд. Согласно этой же таблице, эволюция массивных звезд происходит на четыре порядка быстрее, чем звезд с наименьшими массами. Поэтому более массивные звезды быстрее переходят в область гигантов и сверхгигантов, чем звезды поздних спектральных

классов. Надо сказать, что звезды с массами меньше солнечной за все время существования нашей Галактики еще не закончили стадию ГП, а объекты наименьших возможных звездных масс, даже не достигли еще ГП.

3. Уход с главной последовательности

Красные гиганты и белые карлики. Как видно из рисунка, после ухода с ГП эволюция звезд имеет весьма сложный характер, сильно зависящий от исходного значения массы. Эволюционные треки звезд средних масс сходны между собой и на них выделяются следующие этапы:

1. Уход с ГП. Образования гелиевого ядра при выгорании водорода приводит к увеличению молярной массы. В результате падает давление, начинается сжатие звезды, рост температуры, а, следовательно, и светимости, но эффективная температура падает, и звезда уходит вправо и вверх с ГП.

2. Общее сжатие. Когда доля массы водорода в ядре уменьшается до 1%, источником энергии снова на короткое время становится гравитационное сжатие, температура в недрах и светимость растут, трек круто идет резко влево и вверх.

3.Образование слоевого источника энергии. В результате разогрева от сжатия загораются остатки водорода вокруг гелиевого ядра. Возникает новая структура звезды, в которой энерговыделение происходит не в ядре, а в тонком слое вокруг него.

4. Фаза красного гиганта. Выделение энергии в тонком слое приводит к снижению эффективной температуры. Звезда сильно «разбухает» и уходит в область красных гигантов. Масса ядра растет, но гелий еще не «горит».

5. Горение гелия. Гелиевое ядро продолжает расти и разогреваться. Начинается реакция горения гелия. Звезда перемещается в сторону ГП до тех пор пока не истощатся запасы гелия, после чего вокруг образовавшегося углеродного ядра возникает слоевой гелиевый источник, опять разбухает оболочка и звезда возвращается в область гигантов. Далее для тяжелых звезд с массой > 10 М8 возможно образование нескольких слоевых источников с постепенным образованием элементов вплоть до железного пика. Их судьбу рассмотрим позже. Важной особенностью эволюционных путей является то обстоятельство, что они хотя бы однажды, а некоторые и неоднократно, пересекают зону нестабильности. Звезды на это время становятся физическими переменными с периодическим изменением радиуса.

Бесславный конец. Вернемся к жизни рядовой звезды. Чем массивнее была звезда, тем большее гелиевое ядро в ней образуется. Тем больше силы, стремящиеся его сжать. Тем больше давление в ядре и его температура. Если эта температура достаточно высока, то начинаются ядерные реакции синтеза углерода из гелия, правда, это не характерно для рядовых звезд с массой, не превосходящей 10 масс Солнца. Когда условия в ядре звезды становятся непригодными для продолжения реакций синтеза, ядро не в силах больше сдерживать гравитационные силы и резко сжимается до размеров Земли. Оболочка звезды (верхние ее слои) отрываются от ядра и уносятся в пространство. Она ярко светится под действием мощного излучения звезды. Когда такие светящиеся газовые пузыри были впервые обнаружены, они были названы планетарными туманностями , поскольку они часто выглядят как планетные диски. За сотни тысяч лет такие туманности полностью рассеиваются.

Ядро, достигнув, весьма типичных для умирающих звезд, размеров Земли, больше не может сжиматься, в так как нем произошла структурная перестройка. Электроны, ранее принадлежавшие отдельным атомам, в такой плотной "упаковке" уже нельзя отнести к тому или иному конкретному ядру атома, они как бы становятся общими, свободно перемещаясь, как в металле. Говорят, что вещество в этом случае находится в состоянии нерелятивистского вырожденного электронного газа, при котором давление внутри звезды не зависит от температуры, а зависит только от плотности. Давление электронного газа способно уравновесить силы гравитационного сжатия и поэтому дальнейшее сжатие прекращается, не смотря на отсутствие термоядерной реакции в ядре. Такой объект называется белым карликом . Связь между давлением и температурой в белом карлике описывается уже не уравнением Менделеева - Клайперона, а квантово - механическим уравнением. Ядра белых карликов состоят либо из вырожденного Не, либо из вырожденных С и О, либо из вырожденных О-Ne-Mg, в зависимости от исходной массы звезды. В результате мы получили маленькую и очень горячую звезду, которая имеет огромную плотность. Стакан вещества белого карлика весит тысячи тонн. Итак, красный гигант, расширившийся настолько, что потерял свои внешние слои, превращается в белого карлика c типичной для звезд массой (до 1,4 масс Солнца) и размерами, типичными для планет. Белые карлики за миллиарды лет просто остывают, медленно отдавая тепло в пространство и постепенно превращаясь в абсолютно мертвые останки – черные карлики . Таков бесславный конец рядовой звезды.

Д. З.§ 27.

Вопросы экспресс-опроса.

1. Где в нашей галактике происходит образование звезд?

2. Что такое планетарная туманность?

3. Что является результатом эволюции звезд типа Солнца?

4. В какой объект превращается белый карлик?

5. Какие объекты являются областями звездообразования в Галактике?

6. Что такое протозвезда?

7. Какие реакции происходят в звезде на стадии главной последовательности?

8. В какой момент жизни звезда становится красным гигантом?

9. Что такое черный карлик?

10. Почему прекращается сжатие белого карлика?

1. Туманность Орел в созвездии Змеи – М16.

2. Туманность Орион – М42.

3. Планетарная туманность «Улитка» - NGC 7293.

4. Планетарная туманность «Гантели» - М27.

5. Планетарная туманность «Бабочка» - NGC 6302.

6. Планетарная туманность «Песочные часы»- MyCn18.

7. Планетарная туманность «Эскимос» - NGC 2392.

8. Планетарная туманность «Череп» - NGC 246.

Внутренняя жизнь звезды регулируется воздействием двух сил: силы притяжения, которая противодействует звезде, удерживает ее, и силы, освобождающейся при происходящих в ядре ядерных реакциях. Она, наоборот, стремится “вытолкнуть” звезду в дальнее пространство. Во время стадий формирования плотная и сжатая звезда находится под сильным воздействием гравитации. В результате происходит сильное нагревание, температура достигает 10-20 миллионов градусов. Этого достаточно для начала ядерных реакций, в результате которых водород превращается в гелий.

Затем в течении длительного периода две силы уравновешивают друг друга, звезда находится в стабильном состоянии. Когда ядерное горючее ядра понемногу иссякает, звезда вступает в фазу нестабильности, две силы противоборствуют. Для звезды наступает критический момент, в действие вступают самые разные факторы – температура, плотность, химический состав. На первое место выступает масса звезды, именно от нее зависит будущее этого небесного тела – или звезда вспыхнет, как сверхновая, или превратится в белого карлика, нейтронную звезду или в черную дыру.

Как иссякает водород

Только очень крупные среди небесных тел (примерно в 80 раз превышающие массу Юпитера) становятся звездами, меньшие (примерно в 17 раз меньше Юпитера) становятся планетами. Есть и тела средней массы, они слишком крупные, чтобы относиться к классу планет, и слишком маленькие и холодные для того, что бы в их недрах происходили ядерные реакции, характерные для звезд.

Эти небесные тела темного цвета обладают слабой светимостью, их довольно сложно различить на небе. Они получили название “коричневые карлики”.

Итак, звезда формируется из облаков, состоящих из межзвездного газа. Как уже отмечалось, довольно длительное время звезда пребывает в уравновешенном состоянии. Затем наступает период нестабильности. Дальнейшая судьба звезды зависит от различных факторов. Рассмотрим гипотетическую звезду небольшого размера, масса которой составляет от 0,1 до 4 солнечных масс. Характерной чертой звезд, имеющих малую массу, является отсутствие конвекции во внутренних слоях, т.е. вещества, входящие в состав звезды, не смешиваются, как это происходит у звезд, обладающих большой массой.

Это означает, что, когда водород в ядре заканчивается, новых запасов этого элемента во внешних слоях нет. Водород, сгорая, превращается в гелий. Понемногу ядро разогревается, поверхностные слои дестабилизируют собственную структуру, и звезда, как можно видеть по диаграмме Г-Р, медленно выходит из фазы Главной последовательности. В новой фазе плотность материи внутри звезды повышается, состав ядра “дегенерирует”, в результате появляется особая консистенция. Она отличается от нормальной материи.

Видоизменение материи

Когда материя видоизменяется, давление зависит только от плотности газов, а не от температуры.

На диаграмме Герцшпрунга – Ресселла звезда сдвигается вправо, а затем вверх, приближаясь к области красных гигантов. Ее размеры значительно увеличиваются, и из-за этого температура внешних слоев падает. Диаметр красного гиганта может достигать сотни миллионов километров. Когда наше войдёт в эту фазу, оно “проглотит” или и Венеру, а если не сможет захватить и Землю, то разогреет её до такой степени, что жизнь на нашей планете перестанет существовать.

За время эволюции звезды температура ее ядра повышается. Сначала происходят ядерные реакции, затем по достижении оптимальной температуры начинается плавление гелия. Когда это происходит, внезапное повышение температуры ядра вызывает вспышку, и звезда быстро перемещается в левую часть диаграммы Г-Р. Это так называемый “helium flash”. В это время ядро, содержащее гелий, сгорает вместе с водородом, который входит в состав оболочки, окружающей ядро. На диаграмме Г-Р эта стадия фиксируется продвижением вправо по горизонтальной линии.

Последние фазы эволюции

При трансформации гелия в углерод ядро видоизменяется. Его температура повышается до тех пор (если звезда крупная), пока углерод не начнет гореть. Происходит новая вспышка. В любом случае во время последних фаз эволюции звезды отмечается значительная потеря ее массы. Это может происходить постепенно или резко, во время вспышки, когда внешние слои звезды лопаются, как большой пузырь. В последнем случае образуется планетарная туманность – оболочка сферической формы, распространяющаяся в космическом пространстве со скоростью в несколько десятков или даже сотен км/сек.

Конечная судьба звезды зависит от массы, оставшейся после всего происходящего в ней. Если она во время всех превращений и вспышек выбросила много материи и ее масса не превышает 1,44 солнечной массы, звезда превращается в белого карлика. Эта цифра носит название “лимит Чандра - секара” в честь пакистанского астрофизика Субрахманьяна Чандрасекара. Это максимальная масса звезды, при которой катастрофический конец может не состоятся из-за давления электронов в ядре.

После вспышки внешних слоев ядро звезды остается, и его поверхностная температура очень высока – порядка 100 000 °К. Звезда двигается к левому краю диаграммы Г-Р и спускается вниз. Ее светимость уменьшается, так как уменьшаются размеры.

Звезда медленно доходит до зоны белых карликов. Это звезды небольшого диаметра (как наша ), но отличающиеся очень высокой плотностью, в полтора миллиона раз больше плотности воды. Кубический сантиметр вещества, из которого состоит белый карлик, на Земле весил бы около одной тонны!

Белый карлик представляет собой конечную стадию эволюции звезды, без вспышек. Она понемногу остывает.

Ученые полагают, что конец белого карлика проходит очень медленно, во всяком случае, с начала существования Вселенной, похоже, ни один белый карлик не пострадал от “термической смерти”.

Если же звезда крупная, и ее масса больше Солнца, она вспыхнет, как сверхновая. Во время вспышки звезда может разрушиться полностью или частично. В первом случае от нее останется облако газа с остаточными веществами звезды. Во втором – остается небесное тело высочайшей плотности – нейтронная звезда или черная дыра.

Хотя по человеческой шкале времени звезды и кажутся вечными, они, подобно всему сущему в природе, рождаются, живут и умирают. Согласно общепринятой гипотезе газопылевого облака звезда зарождается в результате гравитационного сжатия межзвездного газопылевого облака. По мере уплотнения такого облака сначала образуется протозвезда, температура в ее центре неуклонно растет, пока не достигает предела, необходимого для того, чтобы скорость теплового движения частиц превысила порог, после которого протоны способны преодолеть макроскопические силы взаимного электростатического отталкивания (см. Закон Кулона) и вступить в реакцию термоядерного синтеза (см. Ядерный распад и синтез).

В результате многоступенчатой реакции термоядерного синтеза из четырех протонов в конечном итоге образуется ядро гелия (2 протона + 2 нейтрона) и выделяется целый фонтан разнообразных элементарных частиц . В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия (см. Теория относительности). Из-за этого внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности — и наружу. Одновременно давление в центре звезды начинает расти (см. Уравнение состояния идеального газа). Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитационного притяжения сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. О звездах на стадии активного сжигания водорода говорят, что они находятся на «основной фазе» своего жизненного цикла или эволюции (см. Диаграмма Герцшпрунга—Рассела). Превращение одних химических элементов в другие внутри звезды называют ядерным синтезом или нуклеосинтезом.

В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиарда лет. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей приходится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей по темпу роста темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды. Таким образом, чем массивнее звезда, тем короче время ее жизни, определяемое исчерпанием запасов водорода, и самые крупные звезды в буквальном смысле сгорают за «какие-то» десятки миллионов лет. Самые мелкие звезды, с другой стороны, «безбедно» живут сотни миллиардов лет. Так что по этой шкале наше Солнце относится к «крепким середнякам».

Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород. Что дальше? Это также зависит от массы звезды. Солнце (и все звезды, не превышающие его по массе более чем в восемь раз) заканчиваю свою жизнь весьма банальным образом. По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх — и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: Температура в слоях непосредственно вокруг ядра звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает, наконец, в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий — своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза — вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, — один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.

При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно бо_льшую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.

Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены следующим силовым барьером. В его роли выступает давление вырожденного электронного газа (см. Предел Чандрасекара). Электроны, до этой стадии игравшие роль безработных статистов в эволюции звезды, не участвуя в реакциях ядерного синтеза и свободно перемещаясь между ядрами, находящимися в процессе синтеза, на определенной стадии сжатия оказываются лишенными «жизненного пространства» и начинают «сопротивляться» дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в вырожденного белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.

Звезды более массивные, нежели Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в ее оболочке. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.

Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, — свободные на протяжении всей предыдущей эволюции звезды электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды . За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.

После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд массой порядка 10-30 солнечных масс продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов — иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию, требуя себе жизненного пространства. Это обычно происходит по достижении звездой размеров около 15 км в диаметре. В результате образуется быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнитные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются пульсарами. Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется

Термоядерный синтез в недрах звёзд

В это время для звёзд массой больше, чем 0.8 масс Солнца, ядро становится прозрачным для излучения, и возобладает лучистый перенос энергии в ядре, а наверху оболочка остается конвективной. Какими прибывают на главную последовательность звёзды меньшей массы, достоверно никто не знает, так как время нахождения этих звёзд в разряде молодых превышает возраст Вселенной. Все наши представления об эволюции этих звёзд держатся на численных расчетах.

По мере сжатия звезды, начинает увеличиваться давление вырожденного электронного газа и на каком-то радиусе звезды это давление останавливает рост центральной температуры, а затем начинает ее понижать. И для звёзд меньше 0.08 это оказывается фатальным: выделяющейся энергии в ходе ядерных реакций никогда не хватит, чтобы покрыть расходы на излучение. Такие недо-звёзды получили название коричневые карлики , и их судьба - это постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, а затем - постепенное остывание с остановкой всех ядерных реакций.

Молодые звёзды промежуточной массы

Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 массы Солнца) качественно эволюционируют точно так же, как и их меньшие сестры, за тем исключением, что в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.

Объекты этого типа ассоциируются с т. н. звёздами Ae\Be Хербита неправильными переменными спектрального типа B-F5. У них также наблюдаются диски биполярные джеты. Скорость истечения, светимость и эффективная температура существенно больше, чем для τ Тельца , поэтому они эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного облака.

Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс

На самом деле это уже нормальные звёзды. Пока накапливалась масса гидростатического ядра, звезда успела проскочить все промежуточные стадии и разогреть ядерные реакции до такой степени, чтоб они компенсировали потери на излучение. У данных звёзд истечения массы и светимость настолько велика, что не просто останавливает коллапсирование оставшихся внешних областей, но толкает их обратно. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд больше чем 100-200 массы Солнца.

Середина жизненного цикла звезды

Среди сформировавшихся звёзд встречается огромное многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе - от 0,08 до более чем 200 солнечных масс. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется массой. Все, новые звезды «занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе. Речь не идёт о физическом перемещении звезды - только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. То есть, речь идёт, фактически, лишь об изменении параметров звезды.

То, что происходит в дальнейшем, вновь зависит от массы звезды.

Поздние годы и гибель звёзд

Старые звёзды с малой массой

На сегодняшний день достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода. Поскольку возраст вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.

Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных участках, что вызывает нестабильность и сильные солнечные ветры . В этом случае образования планетарной туманности не происходит, а звезда лишь испаряется, становясь даже меньше чем коричневый карлик .

Но звезда с массой менее 0,5 солнечной никогда не будет в состоянии синтезировать гелий даже после того, как в ядре прекратятся реакции с участием водорода. Звёздная оболочка у них недостаточно массивна, чтобы преодолеть давление, производимое ядром. К таким звёздам относятся красные карлики (такие как Проксима Центавра), срок пребывания которых на главной последовательности составляет сотни миллиардов лет. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра .

Звёзды среднего размера

При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта , её внешние слои продолжают расширяться, ядро сжиматься, и начинаются реакции синтеза углерода из гелия . Синтез высвобождает много энергии, давая звезде временную отсрочку. Для звезды по размеру схожей с Солнцем, этот процесс может занять около миллиарда лет.

Изменения в величине испускаемой энергии заставляют звезду пройти через периоды нестабильности, включающие в себя перемены в размере, температуре поверхности и выпуске энергии. Выпуск энергии смещается в сторону низкочастотного излучения. Все это сопровождается нарастающей потерей массы вследствие сильных солнечных ветров и интенсивных пульсаций. Звёзды, находящиеся в этой фазе, получили название звёзд позднего типа , OH -IR звёзд или Мира-подобных звёзд, в зависимости от их точных характеристик. Выбрасываемый газ относительно богат тяжёлыми элементами, производимыми в недрах звезды, такими как кислород и углерод . Газ образует расширяющуюся оболочку и охлаждается по мере удаления от звезды, делая возможным образование частиц пыли и молекул. При сильном инфракрасном излучении центральной звезды в таких оболочках формируются идеальные условия для активизации мазеров .

Реакции сжигания гелия очень чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают сильнейшие пульсации, которые в конечном итоге сообщают внешним слоям достаточно кинетической энергии , чтобы быть выброшенными и превратиться в планетарную туманность . В центре туманности остаётся ядро звезды, которое, остывая, превращается в гелиевый белый карлик , как правило, имеющий массу до 0,5-0,6 солнечных и диаметр порядка диаметра Земли .

Белые карлики

Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию . В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды , звезду называют белым карликом . Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.

У звезд более массивных, чем Солнце , давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны , упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 100 млн раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой ; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества.

Сверхмассивные звёзды

После того, как внешние слои звезды, с массой большей чем пять солнечных, разлетелись образовав красный сверхгигант , ядро вследствие сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия увеличиваются температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются тяжёлые элементы, что временно сдерживает коллапс ядра.

В конечном итоге, по мере образования всё более тяжёлых элементов периодической системы , из кремния синтезируется железо -56. Вплоть до этого момента синтез элементов высвобождал большое количество энергии, однако именно ядро железа -56 обладает максимальным дефектом массы и образование более тяжёлых ядер невыгодно. Поэтому когда железное ядро звезды достигает определённой величины, то давление в нём уже не в состоянии противостоять колоссальной силе гравитации, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества.

То что происходит в дальнейшем, не до конца ясно. Но что бы это ни было, это в считанные секунды приводит к взрыву сверхновой звезды невероятной силы.

Сопутствующий этому всплеск нейтрино провоцирует ударную волну . Сильные струи нейтрино и вращающееся магнитное поле выталкивают большую часть накопленного звездой материала - так называемые рассадочные элементы, включая железо и более лёгкие элементы. Разлетающаяся материя бомбардируется вырываемыми из ядра нейтронами, захватывая их и тем самым создавая набор элементов тяжелее железа, включая радиоактивные, вплоть до урана (а возможно, даже до калифорния). Таким образом, взрывы сверхновых объясняют наличие в межзвёздном веществе элементов тяжелее железа.

Взрывная волна и струи нейтрино уносят материал прочь от умирающей звезды в межзвёздное пространство. В последующем, перемещаясь по космосу, этот материал сверхновой может столкнуться с другим космическим мусором, и возможно, участвовать в образовании новых звёзд, планет или спутников.

Процессы, протекающие при образовании сверхновой, до сих пор изучаются, и пока в этом вопросе нет ясности. Также стоит под вопросом, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта:

Нейтронные звёзды

Известно, что в некоторых сверхновых сильная гравитация в недрах сверхгиганта заставляет электроны упасть на атомное ядро, где они, сливаясь с протонами , образуют нейтроны . Электромагнитные силы, разделяющие близлежащие ядра, исчезают. Ядро звезды теперь представляет собой плотный шар из атомных ядер и отдельных нейтронов.

Такие звёзды, известные, как нейтронные звёзды, чрезвычайно малы - не более размера крупного города, и имеют невообразимо высокую плотность. Период их обращения становится чрезвычайно мал по мере уменьшения размера звезды (благодаря сохранению момента импульса). Некоторые совершают 600 оборотов в секунду. Когда ось, соединяющая северный и южный магнитный полюса этой быстро вращающейся звезды, указывает на Землю, можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звезды получили название «пульсары », и стали первыми открытыми нейтронными звёздами.

Чёрные дыры

Далеко не все сверхновые становятся нейтронными звёздами. Если звезда обладает достаточно большой массой, то коллапс звезды продолжится и сами нейтроны начнут обрушиваться внутрь, пока её радиус не станет меньше Шварцшильдовского . После этого звезда становится чёрной дырой.

Существование чёрных дыр было предсказано общей теорией относительности . Согласно ОТО материя и информация не может покидать чёрную дыру ни при каких условиях. Тем не менее, квантовая механика делает возможным исключения из этого правила.

Остаётся ряд открытых вопросов. Главный среди них: «А есть ли черные дыры вообще?» Ведь чтобы сказать точно, что данный объект это черная дыра необходимо наблюдать его горизонт событий. Все попытки это сделать оканчивались провалом. Но надежда пока есть, так как некоторые объекты нельзя объяснить без привлечения аккреции , причем аккреции на объект без твердой поверхности, но само существование черных дыр это не доказывает.

Также открыты вопросы: возможен ли коллапс звезды непосредственно в чёрную дыру, минуя сверхновую? Существуют ли сверхновые, которые впоследствии станут чёрными дырами? Каково точное влияние изначальной массы звезды на формирование объектов в конце её жизненного цикла?