Вполне естественно, что звёзды – не живые существа, но и они проходят через эволюционные этапы, сходные с рождением, жизнью и смертью. Подобно человеку, звезда на протяжении своей жизни подвергается радикальным изменениям. Но надо отметить, живут они явно подольше – миллионы и даже миллиарды земных лет.
Как рождаются звезды? Изначально, вернее после Большого Взрыва, материя во Вселенной была распределена неравномерно. Звезды начали образовываться в туманностях – гигантских облаках межзвездной пыли и газов, в основном водорода. На эту материю воздействует гравитация, и происходит сжатие части туманности. Тогда образуются круглые и плотные газопылевых облака – глобулы Бока. По мере того, как такая глобула продолжает сгущаться, её масса увеличивается за счет притяжения к себе материи из туманности. Во внутренней части глобулы сила гравитации наиболее сильна, и она начинает разогреваться и вращаться. Это – уже протозвезда. Атомы водорода начинают бомбардировать друг друга и вырабатывают тем самым большое количество энергии. В конце концов температура центральной части достигает температуры порядка пятнадцати миллионов градусов Цельсия, формируется ядро новой звезды. Новорожденная вспыхивает, начинает гореть и светиться. Как долго это будет продолжаться, зависит от того, какова была масса родившейся звезды. То, что я рассказывал на прошлой нашей встрече. Чем масса больше, тем жизнь звезды короче.
Кстати говоря, именно от массы зависит, сможет ли протозвезда стать звездой. Согласно расчетам, для того, чтобы это сжимающееся небесное тело превратилось в звезду, его масса должна быть не менее 8% от массы Солнца. Глобула меньших размеров, сгущаясь, будет постепенно охлаждаться и превратится в переходный объект, нечто среднее между звездой и планетой. Такие объекты называются коричневыми карликами.
Планета Юпитер, например, слишком мала для того, чтобы стать звездой. Если бы Юпитер был массивней, возможно, в его недрах начались бы термоядерные реакции, и наша Солнечная система была бы системой двойной звезды. Но это всё лирика…
Итак, основной этап жизни звезды. Большую часть своего существования звезда находится в равновесном состоянии. Сила гравитации стремится сжать звезду, а энергия, высвобожденная в результате протекающих в звезде термоядерных реакций, вынуждает звезду расширятся. Эти две силы создают устойчивое положения равновесия – настолько устойчивое, что звезда так живёт миллионы и миллиарды лет. Эта фаза жизни звезды обеспечивает ей место в главной последовательности. -
Просияв миллионы лет, крупная звезда, то есть звезда по меньшей мере вшестеро тяжелее Солнца, - начинает выгорать. Когда в ядре заканчивается водород, звезда расширяется и охлаждается, превращаясь в красный сверхгигант. Затем этот сверхгигант будет сжиматься, пока наконец не взорвется чудовищной и драматической сверкающей вспышкой, получившей название сверхновой звезды. Тут надо отметить, что очень массивные голубые сверхгиганты минуют стадию превращения в красный сверхгигант и куда быстрее взрываются сверхновой.
Если оставшееся ядро сверхновой мало, то начинается его катастрофическое сжатие (гравитационный коллапс) в очень плотную нейтронную звезду, а если оно достаточно большое, то будет сжиматься ещё сильнее, образуя чёрную дыру.
Несколько иная кончина у обычной звезды. Такая звезда живёт дольше и умирает более спокойной смертью. Солнце, например, будет гореть ещё пять миллиардов лет, прежде чем в его ядре иссякнет водород. Его внешние слои затем станут расширяться и охлаждаться; образуется красный гигант. В таком виде звезда может просуществовать порядка 100 миллионов лет на гелии, образовавшемся за время жизни в её ядре. Но и гелий выгорает. В довершении всего внешние слои отнесет прочь – они образуют планетарную туманность, а из ядра сожмётся плотный белый карлик. Хотя белый карлик достаточно горяч, в конце концов и он охладится, превратившись в мёртвую звезду, которую называют чёрным карликом.
Звезда -- небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Звезды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Образующиеся из газово-пылевой среды (водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами кельвинов, а на их поверхности -- тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Звезды - это огромные объекты, шаровидной формы, состоящие из гелия и водорода, а также других газов. Энергия звезды содержится в ее ядре, где ежесекундно гелий взаимодействует с водородом. Как все органическое в нашей вселенной, звезды возникают, развиваются, изменяются и исчезают - этот процесс занимает миллиарды лет и называется процессом «Эволюции звезд».
1. Эволюция звезд
Эволюция звезд -- последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. Звезда начинает свою жизнь как холодное разряжённое облако межзвёздного газа (разряженная газовая среда, заполняющая всё пространство между звёздами), сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации (универсальное фундаментальное взаимодействие между всеми материальными телами) переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной -- в ней доминируют реакции водородного цикла. В таком состоянии он пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга -- Расселла (рис. 1) (показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды, 1910 год), пока не закончатся запасы топлива в его ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии. В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается -- звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий -- в углерод, углерод -- в кислород, кислород -- в кремний, и наконец -- кремний в железо).
2. Термоядерный синтез в недрах звезд
К 1939 году было установлено, что источником звёздной энергии является термоядерный синтез, происходящий в недрах звёзд. Большинство звёзд излучаются потому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Это превращение может идти двумя основными путями, называемыми протон-протонным, или p-p-циклом, и углеродно-азотным, или CN-циклом. В маломассивных звёздах энерговыделение в основном обеспечивается первым циклом, в тяжёлых -- вторым. Запас ядерного топлива в звезде ограничен и постоянно тратится на излучение. Процесс термоядерного синтеза, выделяющий энергию и изменяющий состав вещества звезды, в сочетании с гравитацией, стремящейся сжать звезду и тоже высвобождающей энергию, а также с излучением с поверхности, уносящим выделяемую энергию, являются основными движущими силами звёздной эволюции. Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см?. Молекулярное облако имеет плотность около миллиона молекул на см?. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000--10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике. Пока облако свободно вращается вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нем могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают гравитационный коллапс облака. Один из сценариев, приводящих к этому -- столкновение двух облаков. Другим событием, вызывающим коллапс, может быть прохождением облака через плотный рукав спиральной галактики. Также критическим фактором может стать взрыв близлежащей сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения. В общем, любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут инициировать процесс образования звезды. Из-за возникших неоднородностей давление молекулярного газа больше не может препятствовать дальнейшему сжатию, и газ начинает под действием сил гравитационного притяжения собираться вокруг центра будущей звезды. Половина высвобождающейся гравитационной энергии уходит на нагрев облака, а половина -- на световое излучение. В облаках же давление и плотность нарастают к центру, и коллапс центральной части происходит быстрее, нежели периферии. По мере сжатия длина свободного пробега фотонов уменьшается, и облако становится всё менее прозрачным для собственного излучения. Это приводит к более быстрому росту температуры и ещё более быстрому росту давления. В итоге градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро, массой порядка 1 % от массы облака. Этот момент невидим. Дальнейшая эволюция протозвезды - это аккреция продолжающего падать на «поверхность» ядра вещества, которое за счет этого растет в размерах. Масса свободно перемещающегося в облаке вещества исчерпывается, и звезда становится видимой в оптическом диапазоне. Этот момент считается концом протозвёздной фазы и началом фазы молодой звезды. Процесс формирования звёзд можно описать единым образом, но последующие стадии развития звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце звёздной эволюции свою роль может сыграть химический состав.
3. Середина жизненного цикла звезды
Среди звёзд встречается широкое многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе -- от 0,0767 до более чем 200 солнечных масс. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется массой. Все новые звёзды «занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе. Речь идёт не о физическом перемещении звезды -- только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. Фактически, перемещение звезды по диаграмме отвечает лишь изменению параметров звезды. Маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности сотни миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты уйдут с главной последовательности уже через несколько миллионов лет после формирования. Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность. По прошествии определенного времени -- от миллиона до десятков миллиардов лет, в зависимости от начальной массы -- звезда истощает водородные ресурсы ядра. В больших и горячих звёздах это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких и более холодных. Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций. Без давления, возникавшего в ходе этих реакций и уравновешивавшего собственное гравитационное притяжение звезды, звезда снова начинает сжатие, как уже было раньше, в процессе ее формирования. Температура и давление снова повышаются, но, в отличие от стадии протозвезды, до более высокого уровня. Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия. Возобновившееся на новом уровне термоядерное горение вещества становится причиной чудовищного расширения звезды. Звезда «разрыхляется», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Таким образом, звезда становится красным гигантом, а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами. То, что происходит в дальнейшем, вновь зависит от массы звезды.
4. Поздние годы и гибель звезд
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 в таких звёздах, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах. Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных зонах, что вызывает их нестабильность и сильные звёздные ветры. В этом случае образования планетарной туманности не происходит, а звезда лишь испаряется, становясь даже меньше, чем коричневый карлик. Звезды с массой менее 0,5 солнечной не в состоянии преобразовывать гелий даже после того, как в ядре прекратятся реакции с участием водорода -- их масса слишком мала для того, чтобы обеспечить новую фазу гравитационного сжатия до той степени, которая инициирует «возгорание» гелия. К таким звёздам относятся красные карлики, такие как Проксима Центавра, срок пребывания которых на главной последовательности составляет от десятков миллиардов до десятков триллионов 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 в ее ядре заканчивается водород и начинаются реакции синтеза углерода из гелия. Этот процесс идет при более высоких температурах и поэтому поток энергии от ядра увеличивается, что приводит к тому, что внешние слои звезды начинают расширяться. Начавшийся синтез углерода знаменует новый этап в жизни звезды и продолжается некоторое время. 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 звёздных 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 достаточное ускорение, чтобы быть сброшенными и превратиться в планетарную туманность. В центре туманности остаётся оголенное ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, и оно, остывая, превращается в гелиевый белый карлик, как правило, имеющий массу до 0,5-0,6 солнечных и диаметр порядка диаметра Земли.
Белые карлики
Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает серьезную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга -- Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды); в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара -- как нейтронная звезда (пульсар); если же масса превышает предел Оппенгеймера -- Волкова -- как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями вспышками сверхновых. 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 остановить дальнейшее сжатие ядра, и электроны начинают «вдавливаться» в атомные ядра, что приводит к превращению протонов в нейтроны, между которыми не существует сил электростатического отталкивания. Такая нейтронизация вещества приводит к тому, что размер звезды, которая, фактически, представляет теперь одно огромное атомное ядро, измеряется несколькими километрами, а плотность в 100 млн. раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой.
Сверхмассивные звёзды
После того, как звезда с массой большей, чем пять солнечных, входит в стадию красного сверхгиганта, ее ядро под действием сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия увеличиваются температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются все более тяжёлые элементы: гелий, углерод, кислород, кремний и железо, что временно сдерживает коллапс ядра. В конечном итоге, по мере образования всё более тяжёлых элементов периодической системы, из кремния синтезируется железо-56. На этом этапе дальнейший термоядерный синтез становится невозможен, поскольку ядро железа-56 обладает максимальным дефектом массы и образование более тяжёлых ядер с выделением энергии невозможно. Поэтому когда железное ядро звезды достигает определённого размера, то давление в нём уже не в состоянии противостоять тяжести наружных слоев звезды, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества. То, что происходит в дальнейшем, пока неясно до конца, но, в любом случае, происходящие процессы в считанные секунды приводят 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, что, однако, не является единственно возможным способом их образования, к примеру, это демонстрируют технециевые звёзды. Взрывная волна и струи нейтрино уносят вещество прочь от умирающей звезды в межзвёздное пространство. В последующем, остывая и 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 под вопросом остается момент, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта: нейтронные звезды и чёрные дыры.
Нейтронные звёзды
Известно, что в некоторых сверхновых сильная гравитация в недрах сверхгиганта заставляет электроны поглотиться атомным ядром, где они, сливаясь с протонами, образуют нейтроны. Этот процесс называется нейтронизацией. 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. У некоторых из них угол между вектором излучения и осью вращения может быть таким, что Земля попадает в конус, образуемый этим излучением; в этом случае можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звёзды 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 этой теории, материя и информация не может покидать чёрную дыру ни при каких условиях. Тем не менее, квантовая механика, вероятно, делает возможными исключения из этого правила. Остаётся ряд открытых вопросов. Главный среди них: «А есть ли чёрные дыры вообще?». Ведь чтобы сказать точно, что данный объект -- это чёрная дыра, необходимо наблюдать его горизонт событий. Это невозможно сугубо по определению горизонта, но с помощью радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой можно определить метрику вблизи объекта, а также зафиксировать быструю, миллисекундную переменность. Эти свойства, наблюдаемые у одного объекта, должны окончательно доказать существование чёрных дыр.
Эволюция звезд – это изменение со временем физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд. Современная теория эволюции звезд способна объяснить общий ход развития звезд в удовлетворительном согласии с данными астрономических наблюдений. Ход эволюции звезды зависит от ее массы и исходного химического состава. Звезды первого поколения сформировались из вещества, состав которого определялся космологическими условиями (около 70% водорода, 30% гелия, ничтожная примесь дейтерия и лития). В ходе эволюции звезд первого поколения образовались тяжелые элементы, которые были выброшены в межзвездное пространство в результате истечения вещества из звезд или при взрывах звезд. Звезды последующих поколений сформировались из вещества, содержащего 3 – 4% тяжелых элементов.
Рождение звезды – это образование объекта, излучение которого поддерживается за счет собственных источников энергии. Процесс звездообразования продолжается непрерывно, он происходит и в настоящее время.
Для объяснения структуры мегамира наиболее важным является гравитационное взаимодействие. В газопылевых туманностях под действием сил гравитации происходит формирование неустойчивых неоднородностей, благодаря чему диффузная материя распадается на ряд сгущений. Если такие сгущения сохраняются достаточно долго, то с течением времени они превращаются в звезды. Важно отметить, что происходит процесс рождения не отдельной звезды, а звездных ассоциаций. Образовавшиеся газовые тела притягиваются друг к другу, но не обязательно объединяются в одно громадное тело. Они, как правило, начинают вращаться относительно друг друга, и центробежные силы этого движения противодействуют силам притяжения, ведущим к дальнейшей концентрации.
К молодым относятся звезды, которые находятся еще в стадии первоначального гравитационного сжатия. Температура в центре таких звезд еще недостаточна для протекания термоядерных реакций. Свечение звезд происходит только за счет превращения гравитационной энергии в теплоту. Гравитационное сжатие – первый этап эволюции звезд. Оно приводит к разогреву центральной зоны звезды до температуры начала термоядерной реакции (10 – 15 млн К) – превращения водорода в гелий.
Огромная энергия, излучаемая звездами, образуется в результате ядерных процессов, происходящих внутри звезд. Энергия, образующаяся внутри звезды, позволяет ей излучать свет и тепло в течение миллионов и миллиардов лет. Впервые предположение о том, что источником энергии звезд являются термоядерные реакции синтеза гелия из водорода, выдвинул в 1920 г. английский астрофизик А.С.Эддингтон. В недрах звезд возможны два типа термоядерных реакций с участием водорода, называемые водородным (протон-протонным) и углеродным (углеродно-азотным) циклами. В первом случае для протекания реакции требуется только водород, во втором необходимо еще наличие углерода, служащего катализатором. Исходным веществом служат протоны, из которых в результате ядерного синтеза образуются ядра гелия .
Поскольку при превращении четырех протонов в ядро гелия рождаются два нейтрино, в недрах Солнца ежесекундно генерируются 1,8∙10 38 нейтрино. Нейтрино слабо взаимодействует с веществом и обладает большой проникающей способностью. Пройдя сквозь огромную толщу солнечного вещества, нейтрино сохраняют всю ту информацию, которую они получили в термоядерных реакциях в недрах Солнца. Плотность потока солнечных нейтрино, падающих на поверхность Земли, равна 6,6∙10 10 нейтрино на 1 см 2 в 1 с. Измерение потока нейтрино, падающих на Землю, позволяет судить о процессах, происходящих внутри Солнца.
Таким образом, источником энергии у большинства звезд являются водородные термоядерные реакции в центральной зоне звезды. В результате термоядерной реакции возникает поток энергии, направленный наружу, в виде излучения в широком интервале частот (длин волн). Взаимодействие между излучением и веществом приводит к установившемуся равновесию: давление направленной наружу радиации уравновешивается давлением гравитации. Дальнейшее сжатие звезды прекращается, пока в центре производится достаточное количество энергии. Это состояние довольно устойчиво, и размер звезды остается постоянным. Водород – главная составная часть космического вещества и важнейший вид ядерного горючего. Запасов водорода звезде хватает на миллиарды лет. Это объясняет, почему звезды устойчивы столь длительное время. До тех пор, пока в центральной зоне весь водород не выгорит, свойства звезды изменяются мало.
Поле выгорания водорода в центральной зоне у звезды образуется геливое ядро. Водородные реакции продолжают протекать, но только в тонком слое около поверхности ядра. Ядерные реакции перемещаются на периферию звезды. Структура звезды на этой стадии описывается моделями со слоевым источником энергии. Выгоревшее ядро начинает сжиматься, а внешняя оболочка – расширяться. Оболочка разбухает до колоссальных размеров, внешняя температура становится низкой. Звезда переходит в стадию красного гиганта. С этого момента жизнь звезды начинает клониться к закату. Красные гиганты отличаются низкими температурами и огромными размерами (от 10 до 1000 R c). Средняя плотность вещества в них не достигает и 0,001 г/см 3 . Их светимость в сотни раз превышает светимость Солнца, но температура значительно ниже (около 3000 – 4000 К).
Полагают, что наше Солнце при переходе в стадию красного гиганта может увеличиться настолько, что заполнит орбиту Меркурия. Правда, Солнце станет красным гигантом через 8 млрд лет.
Для красного гиганта характерна низкая внешняя температура, но очень высокая внутренняя. С ее повышением в термоядерные реакции включаются всё более тяжелые ядра. При температуре 150 млн К начинаются гелиевые реакции, которые являются не только источником энергии, но в ходе них осуществляется синтез более тяжелых химических элементов. После образования углерода в гелиевом ядре звезды возможны следующие реакции:
Следует отметить, что синтез очередного более тяжелого ядра требует все более и более высоких энергий. К моменту образования магния весь гелий в ядре звезды истощается, и, чтобы стали возможными дальнейшие ядерные реакции, необходимо новое сжатие звезды и повышение ее температуры. Однако это возможно не для всех звезд, лишь для достаточно больших, масса которых превышает массу Солнца более чем в 1,4 раза (так называемый предел Чандрасекара). В звездах меньшей массы реакции заканчиваются на стадии образования магния. В звездах, масса которых превышает предел Чандрасекара, за счет гравитационного сжатия температура повышается до 2 млрд градусов, реакции продолжаются, образуя более тяжелые элементы – вплоть до железа. Элементы тяжелее железа образуются при взрывах звезд.
В результате роста давления, пульсаций и других процессов красный гигант непрерывно теряет вещество, которое выбрасывается в межзвездное пространство в виде звездного ветра. Когда внутренние термоядерные источники энергии полностью истощаются, дальнейшая судьба звезды зависит от ее массы.
При массе меньше 1,4 массы Солнца звезда переходит в стационарное состояние с очень большой плотностью (сотни тонн на 1 см 3). Такие звезды называются белыми карликами. В процессе превращения красного гиганта в белый карлик заезда может сбросить свои наружные слои, как легкую оболочку, обнажив при этом ядро. Газовая оболочка ярко светится под действием мощного излучения звезды. Так образуются планетарные туманности. При высоких плотностях вещества внутри белого карлика электронные оболочки атомов разрушаются, и вещество звезды представляет собой электронно-ядерную плазму, причем ее электронная составляющая представляет собой вырожденный электронный газ. Белые карлики находятся в равновесном состоянии за счет равенства сил между гравитацией (фактор сжатия) и давлением вырожденного газа в недрах звезды (фактор расширения). Белые карлики могут существовать миллиарды лет.
Тепловые запасы звезды постепенно истощаются, звезда медленно охлаждается, что сопровождается выбросами оболочки звезд в межзвездное пространство. Звезда постепенно изменяет свой цвет от белого к желтому, затем к красному, наконец, она перестает излучать, становится маленьким безжизненным объектом, мертвой холодной звездой, размеры которой меньше размеров Земли, а масса сравнима с массой Солнца. Плотность такой звезды в миллиарды раз больше плотности воды. Такие звезды называются черными карликами. Так заканчивают свое существование большинство звезд.
При массе звезды более 1,4 массы Солнца стационарное состояние звезды без внутренних источников энергии становится невозможным, т.к. давление внутри звезды не может уравновесить силу тяготения. Начинается гравитационный коллапс – сжатие вещества к центру звезды под действием гравитационных сил.
Если отталкивание частиц и другие причины останавливают коллапс, то происходит мощный взрыв ─ вспышка сверхновой звезды с выбросом значительной части вещества в окружающее пространство и образованием газовых туманностей. Название было предложено Ф.Цвикки в 1934 г. Взрыв сверхновой является одним из промежуточных этапов эволюции звезд перед превращением их в белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. При взрыве выделяется энергия 10 43 ─ 10 44 Дж при мощности излучения 10 34 Вт. При этом блеск звезды увеличивается на десятки звездных величин за несколько суток. Светимость сверхновой может превосходить светимость всей галактики, в которой она вспыхнула.
Газовая туманность, образующаяся при взрыве сверхновой, состоит частично из выброшенных взрывом верхних слоев звезды, а частично – из межзвездного вещества, уплотненного и разогретого разлетающимися продуктами взрыва. Наиболее известной газовой туманностью является Крабовидная туманность в созвездии Тельца – остаток сверхновой 1054 г. Молодые остатки сверхновых расширяются со скоростями 10-20 тыс. км/с. Столкновение расширяющейся оболочки с неподвижным межзвездным газом порождает ударную волну, в которой газ нагревается до миллионов Кельвин и становится источником рентгеновского излучения. Распространение ударной волны в газе приводит к появлению быстрых заряженных частиц (космических лучей), которые, двигаясь в сжатом и усиленном этой же волной межзвездном магнитном поле, излучают в радиодиапазоне.
Астрономы зафиксировали вспышки сверхновых в 1054, 1572, 1604 годах. В 1885 году появление сверхновой было отмечено в туманности Андромеды. Ее блеск превышал блеск всей Галактики и оказался в 4 млрд раз более интенсивным, чем блеск Солнца.
Уже к 1980 г. было открыто более 500 вспышек сверхновых звезд, но ни одна не наблюдалась в нашей Галактике. Астрофизики подсчитали, что в нашей Галактике сверхновые звезды вспыхивают с периодом 10 млн лет в непосредственной близости от Солнца. В среднем в Метагалактике происходит вспышка сверхновой каждые 30 лет.
Дозы космического излучения на Земле при этом могут превышать нормальный уровень в 7000 раз. Это приведет к серьезнейшим мутациям в живых организмах на нашей планете. Некоторые ученые так объясняют внезапную гибель динозавров.
Часть массы взорвавшейся сверхновой звезды может остаться в виде сверхплотного тела – нейтронной звезды или черной дыры. Масса нейтронных звезд составляет (1,4 – 3)М с, диаметр – около 10 км. Плотность нейтронной звезды очень велика, выше плотности атомных ядер ─ 10 15 г/см 3 . При нарастании сжатия и давления становится возможной реакция поглощения электронов протонами 
В итоге все вещество звезды будет состоять из нейтронов. Нейтронизация звезды сопровождается мощной вспышкой нейтринного излучения. При вспышке сверхновой SN1987A продолжительность нейтринной вспышки составляла 10 с, а энергия, унесенная всеми нейтрино, достигала 3∙10 46 Дж. Температура нейтронной звезды достигает 1 млрд К. Нейтронные звезды очень быстро остывают, светимость их слабеет. Зато они интенсивно излучают радиоволны в узком конусе по направлению магнитной оси. Для звезд, у которых магнитная ось не совпадает с осью вращения, характерно радиоизлучение в виде повторяющихся импульсов. Поэтому нейтронные звезды называют пульсарами. Первые пульсары были открыты в 1967 г. Частота пульсаций излучения, определяемая скоростью вращения пульсара, от 2 до 200 Гц, что указывает на их малые размеры. Например, пульсар в Крабовидной туманности имеет период испускания импульсов 0,03 с. В настоящее время известны сотни нейтронных звезд. Нейтронная звезда может появиться в результате так называемого «тихого коллапса». Если белый карлик входит в двойную систему из близко расположенных звезд, то возникает явление аккреции, когда вещество со звезды-соседа перетекает на белый карлик. Масса белого карлика растет и в определенный момент превосходит предел Чандрасекара. Белый карлик превращается в нейтронную звезду.
Если конечная масса белого карлика превышает 3 массы Солнца, то вырожденное нейтронное состояние неустойчиво, и гравитационное сжатие продолжается до образования объекта, называемого черной дырой. Термин «черная дыра» введен Дж. Уилером в 1968 г. Однако представление о подобных объектах возникло на несколько столетий раньше, после открытия И. Ньютоном в 1687 г. закона всемирного тяготения. В 1783 г. Дж. Митчелл предположил, что в природе должны существовать темные звезды, гравитационное поле которых столь сильно, что свет не может вырваться из них наружу. В 1798 г. такая же идея была высказана П. Лапласом. В 1916 г. физик Шварцшильд, решая уравнения Эйнштейна, пришел к выводу о возможности существования объектов с необычными свойствами, позже названные черными дырами. Черная дыра – область пространства, в которой поле тяготения настолько сильно, что вторая космическая скорость для находящихся в этой области тел должна превышать скорость света, т.е. из черной дыры ничто не может вылететь – ни частицы, ни излучение. В соответствии с общей теорией относительности характерный размер черной дыры определяется гравитационным радиусом: R g =2GM/c 2 , где М – масса объекта, с – скорость света в вакууме, G – постоянная тяготения. Гравитационный радиус Земли равен 9 мм, Солнца 3 км. Границу области, за которую не выходит свет, называют горизонтом событий черной дыры. У вращающихся черных дыр радиус горизонта событий меньше гравитационного радиуса. Особый интерес вызывает возможность захвата черной дырой тел, прилетающих из бесконечности.
Теория допускает существование черных дыр массой 3 –50 масс Солнца, образующихся на поздних стадиях эволюции массивных звезд с массой более 3 масс Солнца, сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик массой в миллионы и миллиарды масс Солнца, первичных (реликтовых) черных дыр, формировавшихся на ранних стадиях эволюции Вселенной. До наших дней должны были дожить реликтовые черные дыры массой более 10 15 г (масса средней горы на Земле) из-за действия механизма квантового испарения черных дыр, предложенного С. Хокингом (S.W.Hawking).
Астрономы обнаруживают черные дыры по мощному рентгеновскому излучению. Примером такого типа звезд является мощный рентгеновский источник Лебедь Х-1, масса которого превышает 10М с. Часто черные дыры встречаются в рентгеновских двойных звездных системах. Уже обнаружены десятки черных дыр звездной массы в таких системах (m ч.д. = 4-15 М с). По эффектам гравитационного линзирования открыто несколько одиночных черных дыр звездной массы (m ч.д. =6-8 М с). В случае тесной двойной звезды наблюдается явление аккреции – перетекание плазмы с поверхности обычной звезды под действием гравитационных сил на черную дыру. Вещество, перетекающее на черную дыру, обладает моментом импульса. Поэтому плазма образует вращающийся диск вокруг черной дыры. Температура газа в этом вращающемся диске может достигать 10 млн градусов. При этой температуре газ излучает в рентгеновском диапазоне. По этому излучению можно определить наличие в данном месте черной дыры.
Особый интерес представляют сверхмассивные черные дыры в ядрах галактик. На основании изучения рентгеновского изображения центра нашей Галактики, полученного с помощью спутника CHANDRA, установлено наличие сверхмассивной черной дыры, масса которой в 4 млн. раз превышает массу Солнца. В результате последних исследований американским астрономам удалось обнаружить уникальную сверхтяжелую черную дыру, расположенную в центре очень отдаленной галактики, масса которой в 10 млрд. раз превышает массу Солнца. Для того чтобы достичь таких невообразимо огромных размеров и плотности, черная дыра должна была формироваться на протяжении многих миллиардов лет, непрерывно притягивая и поглощая материю. Ученые оценивают ее возраст в 12,7 млрд лет, т.е. она начала формироваться примерно через один миллиард лет после Большого взрыва. К настоящему времени обнаружено более 250 сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик (m ч.д. =(10 6 – 10 9) М с).
С эволюцией звезд тесно связан вопрос о происхождении химических элементов. Если водород и гелий являются элементами, которые остались от ранних стадий эволюции расширяющейся Вселенной, то более тяжелые химические элементы могли образоваться только в недрах звезд при термоядерных реакциях. Внутри звезд при термоядерных реакциях может образоваться до 30 химических элементов (по железо включительно).
По своему физическому состоянию звезды можно разделить на нормальные и вырожденные. Первые состоят в основном из вещества малой плотности, в их недрах идут термоядерные реакции синтеза. К вырожденным звездам относятся белые карлики и нейтронные звезды, они представляют собой конечную стадию эволюции звезд. Реакции синтеза в них закончились, а равновесие поддерживается квантово-механическими эффектами вырожденных фермионов: электронов в белых карликах и нейтронов в нейтронных звездах. Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры объединяют общим названием «компактные остатки».
В конце эволюции в зависимости от массы звезда либо взрывается, либо сбрасывает более спокойно вещество, уже обогащенное тяжелыми химическими элементами. При этом образуются остальные элементы периодической системы. Из обогащенной тяжелыми элементами межзвездной среды образуются звезды следующих поколений. Например, Солнце – звезда второго поколения, образовавшаяся из вещества, уже однажды побывавшего в недрах звезд и обогащенного тяжелыми элементами. Поэтому о возрасте звезд можно судить по их химическому составу, определенному методом спектрального анализа.
Звезды, как известно, получают свою энергию из реакций
термоядерного синтеза, и у каждой звезды рано или поздно наступает момент, когда
термоядерное топливо подходит к концу. Чем выше масса звезды, тем быстрее она
сжигает все, что может, и переходит на заключительную стадию своего
существования. Дальнейшие события могут идти по разным сценариям, какой именно –
в первую очередь зависит опять же от массы.
В то время, когда «догорает» водород в центре звезды, в ней
выделяется гелиевое ядро, сжимающееся и выделающее энергию. В дальнейшем в нем
могут начаться реакции горения гелия и последующих элементов (см. ниже). Внешние
слои увеличиваются во много раз под действием увеличившегося давления, идущего
из нагретого ядра, звезда становится красным гигантом.
В зависимости от массы звезды, в ней могут протекать разные
реакции. От этого зависит, какой состав будет иметь звезда к моменту угасания
синтеза.
Белые карлики
Для звезд с массой до примерно 10 M C
ядро весит менее 1,5 M C . После завершения термоядерных реакций
прекращается давление излучения, и ядро начинает сжиматься под действием
гравитации. Сжимается оно до тех пор, пока не начнет мешать давление
вырожденного электронного газа, обусловленное принципом Паули. Внешние слои
сбрасываются и рассеиваются, образуя планетарную туманность. Первую такую
туманность открыл французский астроном Шарль Мессье в 1764 году и занес ее в
каталог под номером M27.
То, что получилось из ядра, называется белым карликом. Белые
карлики имеют плотностьбольше 10 7
г/см 3 и температуру поверхости порядка 10 4
К. Светимость на 2-4 порядка ниже светимости Солнца. Термоядерный синтез в нем
не идет, вся излучаемая им энергия была накоплена ранее.Таким образом, белые
карлики медленно остывают и перестают быть видимыми.
У белого карлика еще есть шанс проявить активность, если он
входит в состав двойной звезды и перетягивает на себя массу компаньона
(например, компаньон стал красным гигантом и заполнил своейй массой всю свою
полость Роша). В таком случае может начаться либо синтез водорода в CNO-цикле с
помощью углерода, содержащегося в белом карлике, заканчивающийся сбросом
внешнего водородного слоя («новая» звезда). Либо масса белого карлика может
вырасти настолько, что загорится ее углеродно-кислородная составляющая, волной
взрывного горения, идущей из центра. В результате образуются тяжелые элементы с
выделением большого количества энергии:
12 С
+ 16 O → 28 Si + 16.76 МэВ
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10.92
МэВ
Светимость звезды сильно возрастает в течение 2 недель,
затем в течение еще 2 недель быстро спадает, после чего продолжает падать
примерно в 2 раза за 50 дней. Основная энергия (около 90%) испускается в виде
гамма-квантов из цепочки распада изотопа никеля.Такое явление называется
сверхновой 1 типа.
Белых карликов массой в 1.5 и выше масс Солнца не бывает. Это
объясняется тем, что для существования белого карлика необходимо уравновесить
гравитационное сжатие давлением электронного газа, но происходит это при массах
не более 1.4 M C , это ограничение называется пределом Чандрасекара.
Величину можно получить как условие равенства сил давления силам гравитационного
сжатия в предположении, что импульсы электронов определяются соотношением
неопределенности для занимаемого ими объема, а движутся они со скоростью,
близкой к скорости света.
Нейтронные звезды
В случае с более массивными (> 10 M C)
звездами все происходит несколько иначе.Высокая температура в ядре активизирует
реакции с поглощением энергии, такие как выбивание протонов, нейтронов и
альфа-частиц из ядер, а также e-захват высокоэнергетичных электронов,
компенсирующих разницу масс двух ядер. Вторая реакция создает избыток нейтронов
в ядре. Обе реакции ведут к его охлаждению и общему сжатию звезды. Когда энергия
ядерного синтеза заканчивается, сжатие превращается в почти свободное падение
оболочки на сжимающееся ядро. При этом резко ускоряется скорость термоядерного
синтеза во внешних падающих слоях, что приводит к испусканию огромного
количества энергии за несколько минут (сопоставимую с энергией, которую легкие
звезды испускают за все свое существование).
Сжимающееся ядро за счет высокой массы преодолевает давление
электронного газа и сжимается дальше. При этом происходят реакии p + e -
→ n + ν e , после которых электронов, мешающих сжатию, в ядре почти не
остается. Сжатие происходит до размеров в 10 − 30 км, соответствующих плотности,
установленной давлением нейтронного вырожденного газа. Падающее на ядро вещество
получает отраженную от нейтронного ядра ударную волну и часть выделившейся при
его сжатии энергии, что приводит к стремительному выбросу внешней оболочки в
стороны. Получившийся объект называется нейтронной звездой. Большую часть (90%)
энергии, выделившейся от гравитационного сжатия, уносят нейтрино в первые
секунды после коллапса. Вышеописанный процесс называется взрывом сверхновой
второго типа. Энергия взрыва такова, что некоторые их них (редко) видны
невооруженным глазом даже в дневное время. Первая сверхновая была
зарегистрирована китаййскими астрономами в 185 году н.э. В настоящее время
регистрируется несколько сотен вспышек в год.
Получившаяся нейтронная звезда имеет
плотность ρ ~ 10 14 − 10 15 г/см 3 .
Сохранение момента импулься при сжатии звезды приводит к очень малым периодам
обращения, обычно в пределах от 1 до 1000 мс. Для обычных звезд такие периоды
невозможны, т.к. Их гравитация не сможет противодействовать центробежным силам
такого вращения. Нейтронная звезда имеет очень большое магнитное поле,
достигающее 10 12 -10 13
Гс на поверхности, что приводит к сильному электромагнитному излучению.
Несовпадающая с осью вращения магнитная ось приводит к тому, что в заданное
направление нейтронная звезда посылает периодические (с периодом вращения)
импульсы излучения. Такая звезда называется пульсаром. Этот факт помог их
экспериментальному открытию и используется для обнаружения. Обнаружить
нейтронную звезду оптическими методами намного сложнее из-за малой светимости.
Период обращения постепенно уменьшается из-за перехода энергии в излучение.
Внешний слой нейтронной звезды состоит
из кристаллического вещества, в основном железа и соседних с ним элементов.
Большая часть остальной массы - нейтроны, в самом центре могут находиться пионы
и гипероны. Плотность звезды растет к центру и может достигать величин, заметно
больших плотности ядерной материи. Поведение материи при таких плотностях плохо
изучено. Существуют теории о свободных кварках, в том числе не только первого
поколения, при таких экстремальных плотностях адронной материи. Возможны
сверхпроводимое и сверхтекучее состояние нейтронного вещества.
Существует 2 механизма охлаждения
нейтронной звезды. Один из них – излучение фотонов, как и всюду. Второй механизм
– нейтринный. Он преобладает до тех пор, пока температура ядра выше 10 8 K.
Обычно это соответствует температуре поверхности выше 10 6 K
и длится 10 5 −10 6
лет. Существует несколько способов излучения нейтрино:
Черные дыры
В случае, если масса исходной звезды превышала 30 масс Солнца, то образующееся во взрыве сверхновой ядро будет тяжелее 3 M C . При такой массе давление нейтронного газа больше не может сдерживать гравитацию, и ядро не останавливается на стадии нейтронной звезды, а продолжает коллапсировать (тем не менее, экспериментально обнаруженные нейтронные звезды имеют массы не более 2 масс Солнца, а не трех). На этот раз коллапсу уже ничего не помешает, и образуется черная дыра. Этот объект имеет чисто релятивистскую природу и не может быть объяснен без ОТО. Несмотря на то, что вещество, по теории, сколлапсировало в точку − сингулярность, черная дыра имеет ненулевой радиус, называемый радиусом Шварцшильда:
R Ш = 2GM/c 2 .
Радиус обозначает границу непреодолимого даже для фотонов
гравитационного поля черной дыры, называемую горизонтом событий. К примеру,
радиус Шварцшильда Солнца − всего 3 км. Вне горизонта событий гравитационное
поле черной дыры такое же, как поле обычного объекта ее массы. Наблюдать черную
дыру можно только по косвенным эффектам, так как сама она сколько-нибудь
заметной энергии не излучает.
Несмотря на то, что покинуть горизонт событий ничто не может,
черная дыра все же может создавать излучение. В квантовом физическом вакууме
постоянно рождаются и исчезают виртуальные пары частица-античастица. Сильнейшее
гравитационное поле черной дыры может успеть провзаимодействовать с ними до
того, как они исчезнут, и поглотить античастицу. В случае, если полная энергия
виртуальной античастицы была отрицательна, черная дыра при этом теряет массу, а
оставшаяся частица становится реальной и получает энергию, достаточную, чтобы
улететь из поля черной дыры. Это излучение называется излучением Хокинга и имеет
спектр абсолютно черного тела. Ему можно приписать некоторую температуру:
Влияние этого процесса на массу большинства черных дыр
ничтожно по сравнению с той энергией, которую они получают даже от реликтового
излучения. Исключение составляют реликтовые микроскопические черные дыры,
которые могли образоваться на ранних стадиях эволюции Вселенной. Малые размеры
ускоряют процесс испарения и замедляют процесс набора массы. Последние стадии
испарения таких черных дыр должны заканчиваться взрывом. Подходящих под описание
взрывов зарегистрировано ни разу не было.
Вещество, падающее на черную дыру, нагревается и становится
источником рентгеновского излучения, которое служит косвенным признаком наличия
черной дыры. При падении на черную дыру вещества с большим моментом импульса оно
образует вращающийся аккреционный диск вокруг нее, в котором частицы теряют
энергию и момент импульса перед падением на черныю дыру. В случае с
сверхмассивной черной дырой, возникают два выделенных направления вдоль оси
диска, в которых давление испускаемого излучения и электромагнитные эффекты
ускоряют выбившиеся из диска частицы. Это создает мощные струи вещества в обе
стороны, которые также можно зарегистрировать. По одной из теорий, именно так
устроены активные ядра галактик и квазары.
Вращающаяся черная дыра представляет собой более сложный
объект. Своим вращением она «захватывает» некоторую область пространства за
горизонтом событий («Эффект Лензе-Тирринга»). Эта область называется эргосферой,
ее граница называется пределом статичности. Предел статичности представляет
собой эллипсоид, совпадающий с горизонтом событий в двух полюсах вращения черной
дыры.
Вращающиеся черные дыры имеют дополнительный механизм потери
энергии через передачу ее частицам, попавшим в эргосферу. Такая потеря энергии
сопровождается потерей момента импульса и замедляет вращение.
Список литературы
- С.Б.Попов, М.Е.Прохоров "Астрофизика одиночных нейтронных звезд: радиотихие нейтронные звезды и магнитары" ГАИШ МГУ, 2002
- Уильям Дж. Кауфман "Космические рубежи теории относительности" 1977
- Другие источники в интернет
декабрь 2010 г.
Эволюция Звёзд Разной Массы
Астрономы не могут наблюдать жизнь одной звезды от начала до конца, потому что даже самые короткоживущие звезды существуют миллионы лет - дольше жизни всего человечества. Изменение со временем физических характеристик и химического состава звезд, т.е. звездную эволюцию, астрономы изучают на основе сопоставления характеристик множества звезд, находящихся на разных стадиях эволюции.
Физические закономерности, связывающие наблюдаемые характеристики звезд, отражаются на диаграмме цвет-светимость - диаграмме Герцшпрунга - Ресселла, на которой звезды образуют отдельные группировки - последовательности: главную последовательность звезд, последовательности сверхгигантов, ярких и слабых гигантов, субгигантов, субкарликов и белых карликов.
Большую часть своей жизни любая звезда находится на так называемой главной последовательности диаграммы цвет-светимость. Все остальные стадии эволюции звезды до образования компактного остатка занимают не более 10% от этого времени. Именно поэтому большинство звезд, наблюдаемых в нашей Галактике, - скромные красные карлики с массой Солнца или меньше. Главная последовательность включает в себя около 90% всех наблюдаемых звезд.
Срок жизни звезды и то, во что она превращается в конце жизненного пути, полностью определяется ее массой. Звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд - всего миллионы лет. Для подавляющего большинства звезд время жизни - около 15 млрд. лет. После того как звезда исчерпает свои источники энергии она начинает остывать и сжиматься. Конечным продуктом эволюции звезд являются компактные массивные объекты, плотность которых во много раз больше, чем у обычных звезд.
Звезды разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды (гравитационный коллапс) прекращается. Она переходит в устойчивое состояние белого карлика. Если масса превышает критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов и имеет такую громадную плотность, что огромная звездная масса сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатие останавливается - образуется нейтронная звезда. Если же масса звезды будет настолько велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса, то конечным этапом эволюции звезды будет черная дыра.