Каждый из нас хотя бы раз в жизни смотрел в звездное небо. Кто-то смотрел на эту красоту, испытывая романтические чувства, другой пытался понять, откуда берется вся эта красота. Жизнь в космосе, в отличие от жизни на нашей планете, течет на другой скорости. Время в космическом пространстве живет своими категориями, расстояния и размеры во Вселенной колоссальны. Мы редко задумываемся над тем, что на наших глазах постоянно происходит эволюция галактик и звезд. Каждый объект в бескрайнем космосе является следствием определенным физических процессов. У галактик, у звезд и даже у планет имеются основные фазы развития.

Наша планета и мы все зависим от нашего светила. Как долго Солнце будет радовать нас своим теплом, вдыхая жизнь в Солнечную систему? Что ждет нас в будущем через миллионы и миллиарды лет? В связи с этим, любопытно больше узнать о том, каковы этапы эволюции астрономических объектов, откуда берутся звезды и чем оканчивается жизнь этих чудесных светил в ночном небе.

Происхождение, рождение и эволюция звезд

Эволюция звезд и планет, населяющих нашу галактику Млечный Путь и всю Вселенную, большей частью неплохо изучена. В космосе незыблемо действуют законы физики, которые помогают понять происхождение космических объектов. Опираться в данном случае принято на теорию Большого Взрыва, которая сейчас является доминирующей доктриной о процессе происхождения Вселенной. Событие, потрясшее мироздание и приведшее к формированию вселенной, по космическим меркам молниеносно. Для космоса от рождения звезды до ее гибели проходят мгновения. Огромные расстояния создают иллюзию постоянства Вселенной. Вспыхнувшая вдали звезда светит нам миллиарды лет, в то время ее уже может и не быть.

Теория эволюции галактики и звезд является развитием теории Большого Взрыва. Учение о рождении звезд и возникновении звездных систем отличается масштабами происходящего и временными рамками, которые, в отличие от Вселенной в целом, возможно наблюдать современными средствами науки.

Изучая жизненный цикл звезд можно на примере ближайшего к нам светила. Солнце – одна из сотни триллионов звезд в нашем поле зрения. К тому же расстояние от Земли до Солнца (150 млн. км) предоставляет уникальную возможность изучить объект, не покидая пределов Солнечной системы. Полученная информация позволит детально разобраться с тем, как устроены другие звезды, как быстро эти гигантские источники тепла истощаются, каковы стадии развития звезды и каким будет финал этой блистательной жизни — тихий и тусклый или сверкающий, взрывной.

После Большого взрыва мельчайшие частицы сформировали межзвездные облака, которые стали «роддомом» для триллионов звезд. Характерно, что все звезды рождались в одно и то же время в результате сжатия и расширения. Сжатие в облаках космического газа возникало под воздействием собственной гравитации и аналогичных процессов у новых звезд по соседству. Расширение возникло в результате внутреннего давления межзвездного газа и под действием магнитных полей внутри газового облака. При этом облако свободно вращалось вокруг своего центра масс.

Облака газа, образовавшиеся после взрыва, на 98% состоят из атомарного и молекулярного водорода и гелия. Только 2% в этом массиве приходится на пылевые и твердые микроскопические частицы. Ранее считалось, что в центре любой звезды лежит ядро железа, раскаленного до температуры в миллион градусов. Именно этим аспектом и объяснялась гигантская масса светила.

В противостоянии физических сил преобладали силы сжатия, так как свет, возникающий в результате выделения энергии, не проникает внутрь газового облака. Свет вместе с частью выделяемой энергии распространяется наружу, создавая внутри плотного скопления газа минусовую температуру и зону низкого давления. Находясь в таком состоянии, космический газ стремительно сжимается, влияние сил гравитационного притяжения приводит к тому, что частицы начинают формировать звездное вещество. Когда скопление газа плотное, интенсивное сжатие приводит к тому, что образуются звездное скопление. Когда размеры газового облака незначительны, сжатие приводит к образованию одиночной звезды.

Краткая характеристика происходящего заключается в том, что будущее светило проходит два этапа — быстрое и медленное сжатие до состояния протозвезды. Говоря простым и понятным языком, быстрое сжатие является падением звездного вещества к центру протозвезды. Медленное сжатие происходит уже на фоне образовавшегося центра протозвезды. В течение последующих сотен тысяч лет новое образование сокращается в размерах, а его плотность увеличивается в миллионы раз. Постепенно протозвезда становится непрозрачной из-за высокой плотности звездного вещества, а продолжающееся сжатие запускает механизм внутренних реакций. Рост внутреннего давления и температур приводит к образованию у будущей звезды собственного центра тяжести.

В таком состоянии протозвезда пребывает миллионы лет, медленно отдавая тепло и постепенно сжимаясь, уменьшаясь в размерах. В результате вырисовываются контуры новой звезды, а плотность его вещества становится сравнима с плотностью воды.

В среднем плотность нашей звезды составляет 1,4 кг/см3 — практически такая же, как плотность воды в соленом Мертвом море. В центре Солнце имеет плотность 100 кг/см3. Звездное вещество находится не в жидком состоянии, а пребывает в виде плазмы.

Под воздействием огромного давления и температуры приблизительно в 100 миллионов К начинаются термоядерные реакции водородного цикла. Сжатие прекращается, масса объекта возрастает, когда энергия гравитации переходит в термоядерное горение водорода. С этого момента новая звезда, излучая энергию, начинает терять массу.

Вышеописанный вариант образования звезды — всего лишь примитивная схема, которая описывает начальный этап эволюции и рождения звезды. Сегодня такие процессы в нашей галактике и во всей Вселенной практически незаметны ввиду интенсивного истощения звездного материала. За всю сознательную историю наблюдений за нашей Галактикой были отмечены лишь единичные появления новых звезд. В масштабах Вселенной эта цифра может быть увеличена в сотни и в тысячи раз.

Большую часть своей жизни протозвезды скрыты от человеческого глаза пылевой оболочкой. Излучение ядра можно наблюдать только в инфракрасном диапазоне, который является единственной возможностью видеть рождение звезды. К примеру, в Туманности Ориона в 1967 году ученые-астрофизики в инфракрасном диапазоне обнаружили новую звезду, температура излучения которой составляла 700 градусов Кельвина. Впоследствии выяснилось, что местом рождения протозвезд являются компактные источники, которые имеются не только в нашей галактике, но и в других отдаленных от нас уголках Вселенной. Помимо инфракрасного излучения места рождения новых звезд отмечены интенсивными радиосигналами.

Процесс изучения и схема эволюции звезд

Весь процесс познания звезд можно условно разделить на несколько этапов. В самом начале следует определить расстояние до звезды. Информация о том, как далеко от нас находится звезда, как долго идет от нее свет, дает представление о том, что происходило со светилом на протяжении всего этого времени. После того, как человек научился измерять расстояние до далеких звезд, стало ясно, что звезды – это то же самые солнца, только разных размеров и с разной судьбой. Зная расстояние до звезды, по уровню света и количеству излучаемой энергии можно проследить процесс термоядерного синтеза звезды.

Вслед за определением расстояния до звезды можно с помощью спектрального анализа рассчитать химический состав светила и узнать его структуру и возраст. Благодаря появлению спектрографа у ученых проявилась возможность изучить природу света звезд. Этим прибором можно определить и измерить газовый состав звездного вещества, которым обладает звезда на разных этапах своего существования.

Изучая спектральный анализ энергии Солнца и других звезд, ученые пришли к выводу, что эволюция звезд и планет имеет общие корни. Все космические тела имеют однотипный, сходный химический состав и произошли из одной и той же материи, возникшей в результате Большого Взрыва.

Звездное вещество состоит из тех же химических элементов (вплоть до железа), что и наша планета. Разница только в количестве тех или иных элементов и в процессах, происходящих на Солнце и внутри земной тверди. Это и отличает звезды от других объектов во Вселенной. Происхождение звезд следует также рассматривать в контексте другой физической дисциплины — квантовой механики. По этой теории, материя, которая определяет звездное вещество, состоит из постоянно делящихся атомов и элементарных частиц, создающих свой микромир. В этом свете вызывает интерес структура, состав, строение и эволюция звезд. Как выяснилось, основная масса нашей звезды и многих других звезд приходится всего на два элемента — водород и гелий. Теоретическая модель, описывающая строение звезды, позволит понять их строение и главное отличие от других космических объектов.

Главная особенность заключается в том, что многие объекты во Вселенной имеют определенный размер и форму, тогда как звезда может по мере своего развития менять размер. Горячий газ представляет собой соединение атомов, слабо связанных друг с другом. Через миллионы лет после формирования звезды начинается остывание поверхностного слоя звездного вещества. Большую часть своей энергии звезда отдает в космическое пространство, уменьшаясь или увеличиваясь в размерах. Передача тепла и энергии происходит из внутренних областей звезды к поверхности, оказывая влияние на интенсивность излучения. Другими словами, одна и та же звезда в разные периоды своего существования выглядит по-разному. Термоядерные процессы на основе реакций водородного цикла способствуют превращению легких атомов водорода в более тяжелые элементы — гелий и углерод. По мнению астрофизиков и ученых-ядерщиков, подобная термоядерная реакция является самой эффективной по количеству выделяемого тепла.

Почему же термоядерный синтез ядра не заканчивается взрывом такого реактора? Все дело в том, что силы гравитационного поля в нем могут удерживать звездное вещество в пределах стабилизированного объема. Из этого можно сделать однозначный вывод: любая звезда представляет собой массивное тело, которое сохраняет свои размеры благодаря балансу между силами гравитации и энергией термоядерных реакций. Результатом такой идеальной природной модели является источник тепла, способный работать длительное время. Предполагается, что первые формы жизни на Земле появились 3 млрд. лет назад. Солнце в те далекие времена грело нашу планету так же, как и сейчас. Следовательно, наша звезда мало чем изменилась, несмотря на то, что масштабы излучаемого тепла и солнечной энергии колоссальны — более 3-4 млн. тонн каждую секунду.

Нетрудно подсчитать, сколько за все годы своего существования наша звезда потеряла в весе. Это будет громадная цифра, однако из-за своей огромной массы и высокой плотности такие потери в масштабах Вселенной выглядят ничтожными.

Стадии эволюции звезд

Судьба светила в находится в зависимости от исходной массы звезды и ее химического состава. Пока в ядре сосредоточены основные запасы водорода, звезда пребывает в так называемой главной последовательности. Как только наметилась тенденция на увеличение размеров звезды, значит, иссяк основной источник для термоядерного синтеза. Начался длительный финальный путь трансформации небесного тела.

Образовавшиеся во Вселенной светила изначально делятся на три самых распространенных типа:

• нормальные звезды (желтые карлики);
• звезды-карлики;
• звезды-гиганты.

Звезды с малой массой (карлики) медленно сжигают запасы водорода и проживают свою жизнь достаточно спокойно.

Таких звезд большинство во Вселенной и к ним относится наша звезда – желтый карлик. С наступлением старости желтый карлик становится красным гигантом или сверхгигантом.

Исходя из теории происхождения звезд, процесс формирования звезд во Вселенной не закончился. Самые яркие звезды в нашей галактике являются не только самыми крупными, в сравнении с Солнцем, но и самыми молодыми. Астрофизики и астрономы называют такие звезды голубыми сверхгигантами. В конце концов, их ожидает одна и та же участь, которую переживают триллионы других звезд. Сначала стремительное рождение, блистательная и ярая жизнь, после которой наступает период медленного затухания. Звезды такого размера, как Солнце, имеют продолжительный жизненный цикл, находясь в главной последовательности (в средней ее части).

Используя данные о массе звезды, можно предположить ее эволюционный путь развития. Наглядная иллюстрация данной теории — эволюция нашей звезды. Ничто не бывает вечным. В результате термоядерного синтеза водород превращается в гелий, следовательно, его первоначальные запасы расходуются и уменьшаются. Когда-то, очень не скоро, эти запасы закончатся. Судя по тому, что наше Солнце продолжает светить уже более 5 млрд. лет, не меняясь в своих размерах, зрелый возраст звезды еще может продлиться примерно такой же период.

Истощение запасов водорода приведет к тому, что под воздействием гравитации ядро солнца начнет стремительно сжиматься. Плотность ядра станет очень высокой, в результате чего термоядерные процессы переместятся в прилегающие к ядру слои. Подобное состояние называется коллапсом, который может быть вызван прохождением термоядерных реакций в верхних слоях звезды. В результате высокого давления запускаются термоядерные реакции с участием гелия.

Запасов водорода и гелия в этой части звезды хватит еще на миллионы лет. Еще очень нескоро истощение запасов водорода приведет к увеличению интенсивность излучения, к увеличению размеров оболочки и размеров самой звезды. Как следствие, наше Солнце станет очень большим. Если представить эту картину через десятки миллиардов лет, то вместо ослепительного яркого диска на небе будет висеть жаркий красный диск гигантских размеров. Красные гиганты — это естественная фаза эволюции звезды, ее переходное состояние в разряд переменных звезд.

В результате такой трансформации сократится расстояние от Земли до Солнца, так что Земля попадет в зону влияния солнечной короны и начнет «жариться» в ней. Температура на поверхности планеты вырастет в десятки раз, что приведет к исчезновению атмосферы и к испарению воды. В результате планета превратится в безжизненную каменистую пустыню.

Финальные стадии эволюции звезд

Достигнув фазы красного гиганта, нормальная звезда под влиянием гравитационных процессов становится белым карликом. Если масса звезды примерно равна массе нашего Солнца, все основные процессы в ней будут происходить спокойно, без импульсов и взрывных реакций. Белый карлик будет умирать долго, выгорая дотла.

В случаях, когда звезда изначально имела массу больше солнечной в 1,4 раза, белый карлик не будет финальной стадией. При большой массе внутри звезды начинаются процессы уплотнения звездного вещества на атомном, молекулярном уровне. Протоны превращаются в нейтроны, плотность звезды увеличивается, а ее размеры стремительно уменьшаются.

Известные науке нейтронные звезды имеют диаметр в 10-15 км. При таких малых размерах нейтронная звезда имеет колоссальную массу. Один кубический сантиметр звездного вещества может весить миллиарды тонн.

В том случае, если мы имели изначально дело со звездой большой массы, финальный этап эволюции принимает другие формы. Судьба массивной звезды – черная дыра — объект с неизученной природой и непредсказуемым поведением. Огромная масса звезды способствует увеличению гравитационных сил, приводящих в движение силы сжатия. Приостановить этот процесс не представляется возможным. Плотность материи растет до тех пор, пока не превращается в бесконечность, образуя сингулярное пространство (теория относительности Эйнштейна). Радиус такой звезды в конечном итоге станет равен нулю, став черной дырой в космическом пространстве. Черных дыр было бы значительно больше, если бы в космосе большую часть пространства занимали массивные и сверхмассивные звезды.

Следует отметить, что при трансформации красного гиганта в нейтронную звезду или в черную дыру, Вселенная может пережить уникальное явление — рождение нового космического объекта.

Рождение сверхновой – самая впечатляющая финальная стадия эволюции звезд. Здесь действует естественный закон природы: прекращение существование одного тела дает начало новой жизни. Период такого цикла, как рождение сверхновой, в основном касается массивных звезд. Израсходовавшиеся запасы водорода приводят к тому, что в процесс термоядерного синтеза включается гелий и углерод. В результате этой реакции давление снова растет, а в центре звезды образуется ядро железа. Под воздействием сильнейших гравитационных сил центр массы смещается в центральную часть звезды. Ядро становится настолько тяжелым, что неспособно противостоять собственной гравитации. Как следствие, начинается стремительное расширение ядра, приводящее к мгновенному взрыву. Рождение сверхновой — это взрыв, ударная волна чудовищной силы, яркая вспышка в бескрайних просторах Вселенной.

Следует отметить, что наше Солнце не является массивной звездой, поэтому подобная судьба ее не грозит, не стоит бояться такого финала и нашей планете. В большинстве случаев взрывы сверхновых происходят в далеких галактиках, с чем и связано их достаточно редкое обнаружение.

В заключение

Эволюция звезд — это процесс, который растянут по времени на десятки миллиардов лет. Наше представление о происходящих процессах — всего лишь математическая и физическая модель, теория. Земное время является лишь мгновением в огромном временном цикле, которым живет наша Вселенная. Мы можем только наблюдать то, что происходило миллиарды лет назад и предполагать, с чем могут столкнуться последующие поколения землян.

Если у вас возникли вопросы - оставляйте их в комментариях под статьей. Мы или наши посетители с радостью ответим на них

Звёздная эволюция в астрономии - последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.

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 см³. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см³. 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 обращается вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нём 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 прохождение 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 запустить процесс звездообразования.
Из-за возникших неоднородностей давление молекулярного газа больше не может препятствовать дальнейшему сжатию, и газ начинает под действием гравитационных сил притяжения собираться вокруг центров будущих звезд. 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 конце концов градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро, массой порядка 1 % от массы облака. Этот момент невидим, - глобула непрозрачна в оптическом диапазоне. Дальнейшая эволюция протозвезды - это аккреция продолжающего падать на «поверхность» ядра вещества, которое за счёт этого растет в размерах. В конце концов 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.

Согласно закону сохранения импульса, по мере уменьшения размера облака растёт скорость его вращения, и в определённый момент вещество перестает вращаться как одно тело и разделяется на слои, продолжающие коллапсировать независимо друг от друга. Число и массы этих слоёв зависят от начальных массы и скорости вращения молекулярного облака. В зависимости от этих параметров формируются различные системы небесных тел: звёздные скопления, двойные звёзды, звёзды с планетами.

Молодая звёзда — фаза молодой звезды.

Процесс формирования звёзд можно описать единым образом, но последующие стадии эволюции звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце эволюции звезды свою роль может сыграть её химический состав.

Молодые звёзды малой массы

Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца), находящиеся на подходе к главной последовательности, полностью конвективны, - процесс конвекции охватывает все тело звезды. Это ещё по сути протозвёзды, в центрах которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит, в основном, из-за гравитационного сжатия. До тех пор пока гидростатическое равновесие не установится, светимость звезды убывает при неизменной эффективной температуре. По мере замедления сжатия молодая звезда приближается к главной последовательности. Объекты такого типа ассоциируются со звёздами типа T Тельца.

В это время у звёзд массой больше 0,8 масс Солнца ядро становится прозрачным для излучения, и лучистый перенос энергии в ядре становится преобладающим, поскольку конвекция все больше затрудняется всё большим уплотнением звездного вещества. Во внешних же слоях тела звезды превалирует конвективный перенос энергии.

По мере сжатия звезды начинает расти давление вырожденного электронного газа и при достижении определённого радиуса звезды сжатие останавливается, что приводит к остановке дальнейшего роста температуры в ядре звезды, вызываемого сжатием, а затем и к её снижению. Для звёзд меньше 0,0767 масс Солнца это не происходит: выделяющейся в ходе ядерных реакций энергии никогда не хватит, чтобы уравновесить внутреннее давление и гравитационное сжатие. Такие «недозвёзды» излучают энергии больше, чем образуется в процессе термоядерных реакций, и относятся к так называемым коричневым карликам. Их судьба - постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, и, затем, постепенное остывание с прекращением всех начавшихся термоядерных реакций.

Молодые звёзды промежуточной массы

Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 масс Солнца) качественно эволюционируют точно так же, как и их меньшие сестры и братья, за тем исключением, что в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности. Объекты этого типа ассоциируются с т. н. звёздами Ae\Be Хербига неправильными переменными спектрального класса B-F0. У них также наблюдаются диски и биполярные джеты. Скорость истечения вещества с поверхности, светимость и эффективная температура существенно выше, чем для T Тельца, поэтому они эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного облака.

Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс

Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс. Звезды с такими массами уже обладают характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные стадии и смогли достичь такой скорости ядерных реакций, которая компенсировала потери энергии на излучение, пока накапливалась масса для достижения гидростатического равновесия ядра. У этих звёзд истечение массы и светимость настолько велики, что не просто останавливают гравитационный коллапс ещё не ставших частью звезды внешних областей молекулярного облака, но, наоборот, разгоняют их прочь. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего, этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд с массой больше, чем около 300 масс Солнца.

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 около 300 Солнечных масс по последним оценкам. Светимость и цвет звезды зависят от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется её массой. Все новые звёзды «занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе.

Маленькие и холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности десятки миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты сходят с главной последовательности уже через несколько десятков миллионов (а некоторые спустя всего 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.

Зрелость звезды

По прошествии определённого 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 внутреннюю гравитацию в теле звезды, звезда снова начинает сжиматься, как уже было ранее в процессе её формирования. Температура и давление снова растут, но, в отличие от стадии протозвезды, до гораздо 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 «распухает», становясь очень «рыхлой», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Так звезда становится , а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами.

Финальные стадии звёздной эволюции

Старые звёзды с малой массой

В настоящее время достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода в их недрах. 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, и звезда лишь испаряется, становясь даже меньше, чем коричневый карлик.

Звезда с массой менее 0,5 солнечной не в состоянии преобразовывать гелий даже после того, как в её ядре прекратятся реакции с участием водорода, - масса такой звезды слишком мала для того, чтобы обеспечить новую фазу гравитационного сжатия до степени, достаточной для «поджига» 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 ядрах 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 её ядре заканчивается водород, и начинаются реакции синтеза углерода из гелия. Этот процесс идет при более высоких температурах и поэтому поток энергии от ядра увеличивается и, как следствие, внешние слои звезды начинают расширяться. Начавшийся синтез углерода знаменует новую стадию в жизни звезды и продолжается некоторое время. Для звезды, по размеру близкой к Солнцу, этот процесс может занять около миллиарда лет.

Изменения в величине излучаемой энергии заставляют звезду пройти через периоды нестабильности, включающие в себя изменения размера, температуры поверхности и выпуск 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» (также «звезды-пенсионеры»), OH-IR звёзд или Мира-подобных звёзд, в зависимости от их точных характеристик. Выбрасываемый газ относительно богат производимыми в недрах звезды тяжёлыми элементами, 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 звезды-источника в таких оболочках формируются идеальные условия для активации космических мазеров.

Реакции термоядерного сжигания гелия очень чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают сильнейшие пульсации, которые в результате сообщают внешним слоям достаточное ускорение, чтобы быть сброшенными и превратиться в планетарную туманность. В центре такой 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 масс и диаметр порядка диаметра Земли.

Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает серьёзную перестройку тела 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:

• (маломассивные звёзды)
• как нейтронная звезда (пульсар), если масса звезды на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара
• как чёрная дыра, если масса звезды превышает предел Оппенгеймера - Волкова

В двух последних ситуациях эволюция звёзды завершается катастрофическими событием - вспышкой сверхновых.

Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, завершают свою 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 невидимым .

У звёзд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может остановить дальнейшее сжатие ядра, и электроны начинают «вдавливаться» в атомные ядра, что превращает протоны в нейтроны, между которыми не существуют силы электростатического отталкивания. Такая нейтронизация вещества приводит к тому, что размер звезды, которая теперь, фактически, представляет собой одно огромное атомное ядро, измеряется несколькими 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 звезда с массой большей, чем пять Солнечных масс, входит в стадию красного сверхгиганта, её ядро под действием сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия растут 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 результате по мере образования всё более тяжёлых элементов Периодической системы, из кремния синтезируется железо-56. На этой стадии дальнейший экзотермический 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 весу вышележащих слоёв звезды, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества.

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 вылетающими из звездного 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, но это не есть единственно возможный способ их образования, что, к примеру, 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 «утилем» 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 остаётся 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 нейтронные звёзды 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 звезды, пройдя фазу взрыва сверхновой, становятся нейтронными звёздами. Если звезда обладает достаточно большой массой, то коллапс такой звезды продолжится, и сами нейтроны начнут обрушиваться внутрь, пока её радиус не станет меньше радиуса Шварцшильда. 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, квантовые эффекты, вероятно, позволяют этого избежать, например, в виде излучения Хокинга. Остаются ряд открытых вопросов. В частности, до недавнего времени оставался без ответа главный из 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 по движению газа там, а также зафиксировать быструю, миллисекундную для чёрных дыр звёздных масс, переменность. Эти свойства, наблюдаемые у одного объекта, должны окончательно доказать, что наблюдаемый объект есть чёрная дыра.

В настоящее время черные дыры доступны только для косвенных наблюдений. Так, наблюдая светимость ядер активных галактик, можно оценить массу объекта, на который происходит аккреция. Также массу объекта можно оценить по кривой вращения галактики или по частоте обращения близких к объекту звёзд, используя теорему вириала. Ещё один вариант - это наблюдение профиля линий излучения газа из центральной области активных галактик, позволяющее определить скорости его вращения, которые достигают в блазарах десятков тысяч километров в секунду. Для многих галактик масса центра оказывается слишком большой для любого объекта, кроме сверхмассивной чёрной дыры. Есть объекты с явной аккрецией вещества на них, но при этом не наблюдается специфического излучения, вызванного ударной волной. Из этого можно сделать вывод, что аккреция не останавливается твёрдой поверхностью звезды, а просто уходит в области очень большого гравитационно красного смещения, где согласно с современными представлениями и данным (2009 год) никакой стационарный объект, кроме чёрной дыры, невозможен.

Рождение звезд и целых Галактик происходит перманентно, равно как и их смерть. Исчезновение одной звезды компенсирует появление другой, посему нам кажется, что на небе постоянно одни и те же светила.

Своему рождению звезды обязаны процессу сжатия межзвездного облака, на которое влияет сильное падение давления газа. В зависимости от массы сжимающегося газа меняется количество рождающихся звезд: если она маленькая, то рождается одно светило, если большая, то возможно образование целого скопления.

Этапы возникновения звезды

Здесь нужно выделить два основных этапа – быстрое сжатие протозвезды и медленное. В первом случае отличительной чертой является гравитация: вещество протозвезды совершает практически свободное падение к ее центру. На этом этапе температура газа остается неизменной, его длительность составляет порядка 100 тысяч лет, и за это время размер протозвезды сокращается очень существенно.

И если на первом этапе избыток тепла постоянно уходил постоянно, то затем протозвезда становится более плотной. Отвод тепла происходит уже не такими высокими темпами, газ продолжает сжиматься и быстро нагреваться. Медленное сжатие протозвезды длиться еще дольше – более десяти миллионов лет. По достижению сверхвысокой температуры (более миллиона градусов) свое слово берут термоядерные реакции, ведущие к прекращению сжатия. После чего образуется новая звезда из протозвезды.

Жизненный цикл звезды

Звезды подобно живому организму: они рождаются, достигают своего пика развития, а затем умирают. Крупные перемены начинаются, когда в центральной части звезды заканчивается водород. Он начинает перегорать уже в оболочке, постепенно увеличивая ее размеры, и звезда может превратиться в красного гиганта или даже в сверхгиганта.

Все звезды имеют совершенно разный жизненный цикл, все зависит от массы. Те, что имеют большой вес, живут дольше и, в конце концов, взрываются. Наше солнце не относится к массивным звездам, посему небесные тела подобного типа ожидает другой конец: они постепенно угасают, превращаются плотную структуру, именуемую белым карликом.

Красный гигант

Израсходовавшие запас водорода звезды могут приобрести колоссальные размеры. Такие светила называют красным гигантом. Их отличительной чертой, помимо размера, является протяженная атмосфера и очень низкая температура поверхности. Исследования показали, что отнюдь не все звезды проходят такой этап развития. Красными гигантами становятся только те светила, имеющие солидную массу.

Наиболее яркие представители – Арктур и Антаре, видимые слоя которых имеют относительно невысокую температуру, а разряженная оболочка обладает солидной протяженностью. Внутри тел происходит процесс поджигания гелия, отличающийся отсутствием резких колебаний светимости.

Белый карлик

Небольшие по размеру и массе звезды превращаются в белого карлика. Их плотность чрезвычайно высока (примерно в миллион раз выше плотности воды), из-за чего вещество светила переходит в состояние, именуемое «вырожденным газом». Внутри белого карлика не наблюдается никаких термоядерных реакций, а свет ему дает только факт остывания. Размер звезды в таком состоянии крайне мал. Например, многие белые карлики имеют схожий Земле размер.

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД - изменение со временем физ. параметров и наблюдаемых характеристик звёзд в результате. протекания ядерных реакций, энергии и потери массы. Для звёзд в тесных двойных системах существ, роль играет обмен веществом между компаньонами. Об эволюции таких звёзд см. в ст. Тесные двойные звёзды .

Осн. наблюдаемыми характеристиками звезды являются её светимость L (при известном расстоянии) и темп-ра Г, поверхности звезды, определяемая по распределению энергии в спектре. Приближённо Т s равна эффективной температуре T э . Э. з. представляется в виде линии (трека) на плоскости lg L , lg T э (т. е. на Герцшпрунга - Pесселлa диаграмме , ГРД).

Введение

Звёзды рождаются из плотных межзвёздных облаков, в к-рых развиваются тепловые и гидродинамич. неустойчивости (см. Звездообразование) . Следствием этих неустой-чивостей является гидродинамич. коллапс части облака, заканчивающийся образованием гравитационно связанного объекта - протозвезды. Коллапс происходит неоднородно. Быстрое сжатие центр, части приводит к образованию гидростатически равновесного ядра массой (для полной массы коллапсирующего облака масса Солнца), а затем следует длительная стадия аккреции на него оставшейся части облака (оболочки). Время образования протозвезды от начала коллапса составляет 10 -10 6 лет. Протозвезды светят за счёт выделения гра-витац. энергии при сжатии. Нек-рый вклад в светимость дают также с участием
, малые кол-ва к-рых образовались на оолее ранних этапах эволюции Вселенной (см. Нуклеосинтез ).По мере увеличения массы и сжатия темп-pa центр. областей ядра протозвезды растёт. Когда она достигает значений ~ 10 7 К (что возможно для звёзд с массой, превышающей начинается горение водорода (термоядерные реакции превращения водорода в гелий). Потери энергии на излучение компенсируются энергией, выделяющейся при горении водорода. Звезда выходит на гл. последовательность (ГП) ГРД. Подробнее о нач. этапе Э. з. см. в ст. Протозвезды .
Образование звёзд сопровождается истечением вещества оболочки, так что масса звезды на ГП меньше нач. массы коллапсирующего облака. Наблюдения показывают, что на стадии протозвезды скорость потери массы у звёзд ссоставляет(звёзды типа T Тельца). За время прихода на ГП (от 6*10 6 лет для до 2·10 7 лет длямасса звезды уменьшится наСветимость звёзд быстро растёт с увеличением их массы (см. Масса - светимость зависимость) . У звёзд с светимость на стадии аккреции оказывается столь большой, что вызывает мощное истечение вещества, и масса рождающейся звезды M оказывается значительно меньше нач. массы M 0 коллапсирующего облака:для

Звезда, излучающая за счёт выделения ядерной энергии, медленно эволюционирует по мере изменения её хим. состава. Наиб. время звезда проводит на стадии, когда в её центр. области горит водород. Эта стадия наз. ГП на ГРД. Б. ч. наблюдаемых звёзд расположена вблизи ГП. Большая длительность этой стадии связана, во-первых, с тем, что водород является самым калорийным ядерным топливом. При образовании одного ядра гелия (альфа-частицы) из 4 ядер водорода выделяетсяа при образовании углерода 12 C из 3 альфа-частиц выделяется всего , т. е. выделение энергии на единицу массы в 10 раз меньше. Во-вторых, звёзды на ГП значительно меньше излучают, чем на последующих стадиях эволюции, и в итоге оказывается, что время жизни на ГП на два - три порядка больше, чем время всей последующей эволюции. Соответственно кол-во звёзд на ГП существенно превышает число более ярких звёзд.

После выгорания водорода в центре звезды и образования гелиевого ядра выделение ядерной энергии в нём прекращается и ядро начинает интенсивно сжиматься. Водород продолжает гореть в тонкой оболочке, окружающей гелиевое ядро (т. н. слоевой источник). Оболочка при этом расширяется, светимость звезды растёт, поверхностная темп-pa уменьшается, и звезда становится красным гигантом (в случае менее массивных звёзд) или сверхгигантом (красным или жёлтым) в случае более массивных звёзд (см. Красные гиганты и сверхгиганты) . Процесс последующей эволюции определяется в основном массой звезды M .

В звёздах сядерное горение заканчивается после образования углеродного (12 C) с примесью кислорода звёздного ядра массой ок. 1. После сброса всей оболочки, окружающей это ядро, оно превращается в "мёртвую" звезду - белый карлик .
Массивные звёздыпроходят эволюц. путь горения вплоть до образования звёздного ядра из самого стабильного (макс. энергия связи на нуклон) элемента 56 Fe. В таком ядре выделение ядерной энергии невозможно, рост давления не компенсирует рост сил тяготения при росте и медленное квазистатич. сжатие сменяется быстрым коллапсом - происходит потеря гидродинамич. устойчивости и взрыв сверхновой звезды . При быстром сжатии до плотности r, близкой к плотности вещества в атомном ядре, выделяется огромное кол-во гравитац. энергии -в раз больше, чем за всё время ядерной эволюции, длящейся десятки млн. лет. Подавляющая часть этой энергии уносится нейтрино. После взрыва и сброса оболочки образуется остаток в виде нейтронной звезды - второй тип "мёртвых" звёзд.
В звёздах промежуточной массыобразуется вырожденное углеродно-кислородное ядро, масса к-рого столь велика, что оно уже не может существовать в виде белого карлика, а продолжает сжиматься до тех пор, пока рост темп-ры и плотности не приведёт к быстрому (взрывному) сгоранию углерода (углеродная вспышка) и полному разлёту всей звезды. Этот разлёт также наблюдается как взрыв сверхновой, на месте к-рого не остаётся никакого остатка.

Наконец для самых массивных звёзд коллапс может не остановиться на стадии нейтронной звезды, а продолжиться дальше, образуя релятивистский объект - чёрную дыру . Наблюдат. проявления процесса образования чёрной дыры пока не известны. Возможно, рост светимости здесь столь незначителен, что такой коллапс трудно обнаружить ("беззвучный" коллапс). Однако даже в этом случае коллапс должен сопровождаться мощным всплеском нейтринного излучения, почти как при образовании нейтронной звезды, и, кроме того, исчезнет (погаснет) звезда, существовавшая до начала коллапса.

На протяжении практически всей эволюции звезда устойчива относительно разл. типов возмущений. Наиб. важны два типа возмущений: гидродинамические и тепловые. Гидродинамич. возмущения связаны со случайными возмущениями плотности и размера звезды. Устойчивость относительно таких возмущений обеспечивается тем, что при сжатии (расширении) силы давления P растут (падают) быстрее сил тяготения. Это приводит к тому, что при случайном сжатии или расширении возникает сила, возвращающая звезду к её равновесному состоянию. Изменение давления при быстрых процессах происходит почти адиабатически, поэтому устойчивость определяется показателем адиабаты к-рый должен быть больше 4/3 (S - уд. энтропия; см. в ст. Гравитационный коллапс) . T. к. давление вещества в звезде определяется смесью идеального газа с излучением,и, как правило, звёзды гидродинамически устойчивы. Примером неустойчивой звезды может служить предсверхновая с железным ядром, в к-ром рост давления при сжатии недостаточен. Значит, часть энергии тратится на фоторасщепление железа с образованием нейтронов, протонов и альфа-частиц, а g существенно уменьшается и может приближаться к единице.

Устойчивость относительно тепловых возмущений обеспечивается отрицательной теплоёмкостью звезды. Отрицат. теплоёмкость можно объяснить на основе теоремы вириала. В применении к звёздам, к-рые описываются ур-нием состояния с показателем адиабаты 5/3, эта теорема гласит, что в равновесии тепловая энергия звезды составляет половину абс. величины её гравитац. энергии (отрицательной), т. е. полная энергия звезды отрицательна и равна половине гравитационной.

Любое случайное выделение энергии увеличивает полную энергию звезды, т. е. уменьшает её абс. величину. Поэтому в новом положении равновесия звезда должна расшириться, чтобы уменьшить по абс. величине значение гравитац. энергии. В соответствии с этим значение тепловой энергии звезды (а значит, и темп-ры) в новом состоянии уменьшится, т. к. она составляет половину абс. величины гравитац. энергии. T. о., выделение энергии приводит к уменьшению темп-ры, что и наз. отрицат. теплоёмкостью. При отрицат. теплоёмкости случайное выделение тепла уменьшит темп-ру, а значит, и уменьшит выделение тепла в ядерных реакциях, скорость к-рых быстро падает с уменьшением темп-ры. Наоборот, случайная потеря энергии будет скомпенсирована сжатием и ростом скорости тепловыделения.

На нек-рых критич. стадиях теплоёмкость звезды становится положительной. Тогда развивается тепловая неустойчивость и происходит тепловая вспышка. Наиб, очевиден механизм развития тепловой неустойчивости при наличии вырожденного ядра, где давление и внутр. энергия вещества практически не зависят от темп-ры. В этом случае тепловыделение приводит к росту темп-ры, к-рый не влияет на рост давления и потому не сопровождается расширением. T. к. скорость ядерных реакций быстро растёт с ростом темп-ры, происходят самоускоряющееся выделение ядерной энергии и тепловая вспышка (ядерный взрыв).

Процессы, определяющие Э. з., протекают с разными характерными временами, из к-рых отметим гидродинамическоетепловоеи ядерное Гидродинамич. время характеризует скорость изменения параметров звезды при движениях вещества со скоростями, сравнимыми со скоростью звука u зв . По порядку величиныгде R - характерный размер звезды. Для равновесной звезды Гидродинамич. время порядка времени свободного падения:
Тепловое время определяет скорость охлаждения или нагрева звезды. При охлаждении в отсутствие ядерного горения поскольку запас энергии порядка гравитац. энергии звезды; в этом случае t th часто наз. временем Кельвина - Гельмгольца. В случае быстрого ядерного горения в отсутствие Гидродинамич. движений, когдавремя нагревагде-скорость энерговыделения, а С v -теплоёмкость при пост, объёме.

Ядерное времяопределяет скорость изменения хим. состава (концентраций элементов) при ядерном горении. Обычно используют концентрацию (содержание) по массе X i - долю массы единицы объёма, приходящуюся на данный элемент i . Ядерное время очень резко (экспоненциально) зависит от темп-ры. В нормальных звёздах, где поддерживается гидростатич. равновесие, это время, как правило, много больше др. характерных времён. При быстром ядерном горении t n связано с тепловым временем:

где q -калорийность ядерного топлива (энергия, выделяющаяся при сгорании единицы массы топлива
На протяжении почти всей Э. з.- начиная от стадии молодой сжимающейся звезды до поздних стадий - время является минимальным. из всех характерных времён. Только в предсверхновых, где имеет место ядерное равновесие (равновесие относительно реакций сильного взаимодействия), времяявляется наименьшим. Обычно в звезде сохраняется приблизит, равновесие относительно быстрых процессов (напр., гидростатич. равновесие), а время эволюции определяется одним из медленных процессов.

На стадии гравитац. сжатия выполняется неравенство Звезда находится в гидростатич. равновесии, эволюция определяется потерей энергии (с характерным временема осн. ядерные реакции практически не протекают.

На ГП это неравенство сохраняется, но эволюция определяется ядерными реакциямии имеет место гидроста-тич. и тепловое равновесие.
После образования гелиевого ядра, сжатия центральных областей и расширения оболочки скорость ядерных реакций в центре звезды возрастает настолько, что t n становится порядкаПри этом осн. отклонения от теплового равновесия происходят в массивной оболочке вокруг гелиевого ядра. Гидродинамич. время остаётся минимальным, и гидростатич. равновесие звезды не нарушается.

При вспышке в углеродно-кислородном ядре, приводящей к полному разлёту звезды, кактак иоказываются много меньше t h , что и приводит к нарушению гидростатич. равновесия и взрыву.

В ядрах массивных предсверхновых, где имеет место ядерное равновесие, значениеминимально и Э. з. определяется скоростью потери энергиикак в молодых сжимающихся звёздах. Она заканчивается потерей гидро-динамич. устойчивости и быстрым коллапсом. Гидродинамич. неустойчивость связана не с изменениема с изменением структуры равновесного состояния звезды. Развитие тепловой неустойчивости связано с быстрым уменьшениеми заканчивается взрывом, когда эти времена становятся меньше

Итак, если исключить неск. критич. моментов, звёзды в своей массе глобально устойчивы относительно механич. и тепловых возмущений. Разнообразие свойств вещества звёзд, в частности наличие зон перем. , тонких слоев горения, протяжённых оболочек, приводит к развитию локальных неустойчивостей, к-рые не ведут к разрушению звезды, т. к. обычно стабилизируются нелинейными эффектами при достижении конечных амплитуд возмущений. Существование нек-рых типов переменных звёзд связано с развитием подобных локальных неустойчивостей.

Осн. фактором, определяющим распределение темп-ры в звезде, является скорость потери энергии (светимость), зависящая от непрозрачности звёздных недр. Скорость Э. з. без источников энергии определяется запасами тепловой и гравитац. энергии и скоростью остывания, а "включение" ядерных реакций эквивалентно увеличению запасов тепловой энергии и уменьшению скорости эволюции. Фак-тич. светимость звезды определяется её структурой и не зависит от скорости протекания ядерных реакций. Рассмотрим, напр., переход от стадии гравитац. сжатия к стадии ГП звезды с Если бы звезда излучала только за счёт запаса гравитац. энергии, то характерное время её жизни (время Э. з.) составляло былет. По мере излучения энергии и сжатия темп-pa в центре звезды растёт и ядерное тепловыделение увеличивается до тех пор, пока не уравновесит потери на излучение (светимость). Начиная с этого момента гравитац. сжатие прекращается и звезда "застывает" на ГП, пока не выгорит водород и не образуется гелиевое ядро. Для такой звезды за счёт горения водорода время жизни увеличивается почти на три порядка, достигая ~ 10 10 лет. Аналогично горение очередного ядерного горючего "замораживает" звезду в нек-ром др. состоянии. Точку (на ГРД). в к-рой происходит "замораживание" звезды, определяет зависимость скорости ядерных реакций данного горючего от темп-ры. Чем больше ядра горючего, тем большая темп-ра требуется для обеспечения данной скорости тепловыделения (из-за роста высоты кулоновского барьера ядра горючего). Однако при росте темп-ры и плотности светимость звезды, являющаяся ф-цией состояния, также возрастает. Поэтому по мере эволюции и образования всё более тяжёлых элементов в центр. ядре светимость растёт почти монотонно.

При высокой темп-ре всё большую роль в охлаждении звезды играют нейтринные потери. На поздних стадиях нейтринные потери на несколько порядков превышают потери на излучение фотонов и соответственно ускоряют Э. з.

Уравнения эволюции звёзд

Обычно (для упрощения расчётов) звезда считается невращающейся и сферически-симметричной. В процессе эволюции осн. масса звезды находится в состоянии гидростатич. равновесия, определяемого ур-нием

где-масса, содержащаяся внутри радиуса r ,

Плотность,-давление, определяемое ур-нием состояния

Здесь первый член - давление газа, второй - излучения, - газовая постоянная, а - постоянная плотности излучения.Для звёзд массойна ГП играют роль поправки к ур-нию состояния, связанные с неидеальностью вещества. Распределение темп-ры определяется ур-нием энергии

(E -внутр. энергия единицы массы,-скорость потери энергии единицей массы вещества за счёт нейтринного излучения), ур-ниями переноса тепла

В зоне лучистого равновесия (к - непрозрачность),

в конвективной зоне и

в конвективном ядре с пост. энтропией S . Конвективный поток энергии F c в оболочке рассчитывается по приближённой теории пути перемешивания (см. Конвективная неустойчивость) .

Ур-ния равновесия решаются для граничных условий в центре (r = 0, L = 0 при т = 0) и на уровне фотосферы , где оптическая толщина

при m = M . Последнее условие усложняется для звёзд на стадии красных сверхгигантов и гигантов, когда звезда имеет протяжённую оболочку небольшой плотности и большую светимость.

В процессе ядерного горения происходят медленное изменение хим. состава звезды и, как следствие, изменения всех её параметров. Осн. ур-ниями, описывающими эволюцию хим. состава, являются:

Здесь: т p , m a , и m 12C - массы протона, a-частицы и углеродаи-содержания (по массе) водорода, гелия и-скорость энерговыделения и энерге-тич. выход для соответствующих цепочек ядерных реакций (см. ниже). При расчётах поздних стадий эволюции массивных звёзд учитывают горение более тяжёлых элементов. У звёзд с массой меньше и центр, темп-рой

Т с меньше ~ 1,5-10 7 К осн. источником ядерной энергии являются реакции водородного цикла (рр-цикл). При больших массах и центр, темп-pax звёзд водород горит преим. в углеродно-азотном цикле (CNO-цикл). Cp. кол-во энергии, выделяющееся при синтезе одного ядра 4 He (за вычетом энергии, уносимой нейтрино): в рр-цикле 26,2 МэВ, а в CNO-цикле МэВ. Соответствующие скорости энерговыделения:

(T 9 - темп-pa в млрд. К, r в г/см 3). Появление конвективного ядра у звёзд сна ГП связано с переходом от рр- к CNO-циклу, обладающему более резкой зависимостью скорости горения от темп-ры. Горение гелия протекает в т. н. За-реакции - реакции слияния трёх ядер Не:

Зa-реакция сопровождается реакцией к-рой соответствует

Выделение тепла при образовании одного ядра 12 C и 16 O соответственно равно
Построение модели звезды (см. также Моделирование звёзд )в момент требует знания её состояния на предыдущем временном шаге численной модели t n-1 для нахождения скорости выделения гравитац. энергии

и определения хим. состава

где-правые части ур-ний (7),Наряду с явной схемой шага по времени, приведённой выше, используют неявную, когда F i , Р/ r 2 вычисляются в момент t n или представляют собой линейную комбинацию значений, взятых в моменты Решение системы обыкновенных дифференц. ур-ний (1) - (6) осложняется наличием особых точек в центре звезды и приПоэтому интегрирование ведётся навстречу из центра и с поверхности со сшивкой в к--л. промежуточной точке [метод Шварцшильда (M. Schwarzschild) ]. Из условий сшивки находят центр, значения r с, T с, а также L и T э . Др. способ решения состоит в разбиении звезды на N сферич. слоев и замене дифференц. ур-ний разностными [метод Хеньи (L. Непуеу)]. Последний метод лучше приспособлен для использования ЭВМ. Для построения гидростатич. моделей применяют также метод, основанный на решении гидродинамич. нестационарных ур-ний с вязкостью.

Ядерная эволюция звёзд

Расчёты Э. з. представляются в виде треков на ГРД. Как уже отмечалось, б. ч. времени жизни звёзды проводят на ГП.
Время жизни такой звезды на ГП (точка А на рис. 1) ок. 10 10 лет, а её строение аналогично строению Солнца . На протяжении этой стадии в центр, областях звезды водород "перегорает" в гелий. Когда масса гелиевого ядра достигает ~ 10% массы звезды, становится заметным отход от ГП (точка В) . Небольшое увеличение светимости на участке AB связано с уменьшением непрозрачности из-за уменьшения числа электронов при синтезе гелия из водорода. После выгорания водорода в центре звезды и образования гелиевого ядра отвод энергии из него может компенсироваться только энергией, выделяющейся при сжатии. Это приводит к сжатию и нагреву оболочки, сохранившей водород, к-рый загорается в тонком слое, окружающем гелиевое ядро (слоевой источник).

Энергия, выделяющаяся при сжатии гелиевого ядра и в водородном слоевом источнике, выходит наружу. Частично она поглощается водородной оболочкой, к-рая постепенно раздувается, уменьшая эфф. темп-ру при пост, светимости (участок BC).

По мере расширения оболочки и роста массы гелиевого ядра определяющую роль в поведении звезды начинают играть два фактора: конвекция, развивающаяся в оболочке, и вырождение, возникающее в ядре. Расширение оболочки и падение в ней темп-ры способствуют расширению внеш. конвективной зоны, к-рая имелась у звезды на ГП. Развитие конвекции приводит к улучшению теплоотвода, что, благодаря отрицат. теплоёмкости звезды, вызывает её сжатие, рост темп-ры, тепловыделения и светимости. Рост светимости способствует росту лучистого градиента темп-ры, что ещё больше усиливает конвекцию. T. о. возникает положительная обратная связь и конвекция захватывает значит, часть массы звезды, приближаясь к слоевому источнику. Светимость растёт, и звезда движется на ГРД от точки С к точке D (область красных гигантов).

По мере движения звезды к точке D происходит ускоренное горение водорода, масса изотермич. гелиевого ядра возрастает, что при условии равновесия приводит к росту его плотности. T. к. темп-pa ядра при этом близка к темп-ре водородного слоевого источника и увеличивается слабо, рост плотности приводит к вырождению ядра. Давление в нём практически перестаёт зависеть от темп-ры. В этих условиях небольшое увеличение темп-ры ядра, связанное с возгоранием гелия, почти не влияет на давление, звезда приобретает положит, теплоёмкость, к-рая обусловливает резкое увеличение скорости горения гелия (гелиевую вспышку) . Действительно, пока энерговыделение при горении гелия мало, звезда располагается на ГРД вблизи точки D и рост темп-ры и плотности приводит к росту энерговыделения, что в свою очередь увеличивает темп-ру. Возникает положительная обратная связь, приводящая к тепловой гелиевой вспышке в ядре. Развитие вспышки продолжается до тех пор, пока рост темп-ры не снимет вырождение в ядре, звезда приобретёт "нормальную" отрицат. теплоёмкость и дальнейшее горение гелия продолжится спокойно в невырожденном ядре. Особенностью гелиевой вспышки является то, что она запрятана в глубине звезды и внеш. проявления её почти отсутствуют. После образования невырожденного ядра звезда спускается вниз от точки D и поворачивает налево к линии EF (горизонтальная ветвь гигантов), где находится до тех пор, пока гелий в ядре превращается в углерод. Вновь образованное углеродное ядро становится вырожденным, возгорание гелия в слоевом источнике и образование двухслойного гелий-водородного горящего слоя приводят к развитию конвекции в оболочке, и вновь повторяется та же схема развития, причём звезда возвращается почти вдоль той же линии к точке D .

В отличие от водородных слоевых источников, где горение идёт спокойно, гелиевые слоевые источники неустойчивы относительно развития тепловой вспышки. Природа этой вспышки, так же, как и вспышки в гелиевом ядре, связана с положит. теплоёмкостью, ведущей к положительной обратной связи. Однако в слое положит, теплоёмкость обусловлена не вырождением (гелий здесь не вырожден), а геометрией области горения (тонкий слой) и быстрым ростом скорости энерговыделения с увеличением темп-ры при горении гелия. Механизм неустойчивости слоевого горения не столь очевиден, как в случае вспышки в вырожденном ядре, и требует для своего обоснования детальных расчётов.

T. о., в окрестности точки D располагаются спокойные звёзды с гелиевыми ядрами и вспыхивающие - с углеродными. Вспышки способствуют истечению вещества, поэтому по мере роста углеродного ядра полная масса звезды уменьшается. После неск. сотен вспышек (цифра примерная, т. к. никому не удалось последовательно просчитать столь много вспышек) в результате быстрого истечения вещества и роста ядра масса над гелиево-водородным слоевым источником уменьшается настолько, что при той же светимости начинаются быстрое оседание оболочки на ядро, рост эфф. темп-ры и. следовательно, движение звезды влево. После исчерпания горючего в слоевых источниках (точка G) светимость поддерживается только за счёт теплоёмкости ядра, к-рое быстро остывает, звезда движется по ГРД вниз и превращается в белый карлик (точка H) . На этой стадии звезда находится вплоть до полного остывания. Наблюдения свидетельствуют о том, что истечение вещества вблизи точки D происходит неравномерно и значит, доля массы сбрасывается непосредственно перед началом движения звезды влево, образуя планетарную туманность .

Звёзды с . У звёзд свремя жизни на ГП превышает космологич. время (2*10 10 лет), и все они либо находятся на ГП, либо движутся к ней. В звёздах свыгорание водорода сопровождается ростом плотности в центре звезды и приближением ядра к вырожденному состоянию. Пригелиевое ядро, образующееся после выгорания водорода, становится вырожденным, а оболочка сильно раздувается, приводя к росту светимости и уменьшению поверхностной темп-ры (рис. 2). Звезда становится красным гигантом. Вырожденное ядро неустойчиво относительно гелиевой вспышки. Гелиевая вспышка в ядре приводит к его расширению и снятию вырождения; при этом сгорает не более 1% гелия.

Рис. 2. Эволюционные треки звёзд [с начальным химическим составомX z (содержание элементов тяжелее гелия) - = 0,03] от главной последовательности до гелиевой вспышки (для М = 0,8 и 1,5) или до возгорания углерода в центре (для Цифры указывают массу звезды вточки соответствуют главной последовательности и моментам возгорания гелия и углерода в ядре.

Звёзды небольшой массы с невырожденным гелиевым ядром и водородной оболочкой после гелиевой вспышки располагаются на ГРД вблизи горизонтальной ветви гигантов (ГВГ, рис. 3). На этой ветви звёзды представляют собой гелиевые ядра массой окружённые водородными оболочками разл. массы. После выгорания гелия в ядре начинается его быстрое сжатие до загорания гелиевого слоевого источника. Звезда на ГРД движется вверх и направо к линии, называемой асимптотич. ветвью гигантов (АВГ). На этой линии звезда состоит из вырожденного углеродно-кислородного ядра и двух слоевых источников (гелиевого и водородного), расположенных очень близко друг от друга. Над ними располагается водородная оболочка, масса к-рой может достигать Удивительным свойством звёзд на АВГ является то, что их положение на ГРД зависит только от массы углеродного ядра и практически не зависит от массы водородной оболочки. Светимость L звезды на АВГ определяется ф-лой

где М сo - масса углеродно-кислородного ядра. С ростом MCO звезда движется на ГРД вверх по АВГ. Это движение не является спокойным.

Рис. 3. Огрублённые эволюционные треки звёзд с начальными массами M = 1. 5, 25 Жирные линии соответствуют основным стадиям горения в ядре (рядом указаны соответствующие реакции). Для М<2 . 3происходит гелиевая вспышка в ядре (ГВЯ), далее начинается спокойное горение 4 He в ядре. После выгорания 4 He в ядре звезда переходит на раннюю асимптотическую ветвь гигантов (РАНГ). Когда ядро, в котором выгорел 4 He, достигает массы начинаются тепловые вспышки (ТВ) в гелиевом слоевом источнике. На стадии АВГ происходит потеря массы, которая заканчивается быстрым сбросом остатка водородной оболочки в виде планетарной туманности (ПТ). СО-ядро массой превращается в белый карлик. Эволюция более массивных звёзд сна стадии АВГ и дальше происходит аналогично. Кружком с лучами отмечено начало свечения планетарной туманности, когда T , звезды достигает 3 · 10 4 К и начинается ионизация газа в ПТ.

Рис. 4. Эволюционный трек звезды, превращающейся в белый карлик, с начиная от РАВГ; начальный состав:
. Точками даны положения звезды перед очередной тепловой вспышкой, указан её номер. OM - огибающая минимумов светимости при вспышках. Показаны треки звезды в области минимумов вспышек № 7, 9 и 10. Заштрихованы участки на ГП и в области горения гелия в ядре (ГТЯ), где даны приближённые эволюционные треки звёзд с Штриховая линия слева соответствует звезде постоянного радиуса

Малая толщина слоевых источников приводит к тепловым вспышкам (ТВ). Кол-во вспышек при движении по АВГ растёт с ростом массы водородной оболочки и может превышать неск. тысяч. Время между вспышкамитакже зависит в основном от массы ядра и определяется выражением

В годах), а светимость звезды в максимуме вспышки

Характерным свойством звёзд на АВГ является интенсивная потеря массы. Считается, что звёзды стеряют всю водородную оболочку и превращаются в белый карлик массойМеханизм потери массы не вполне ясен, но считается (гл. обр. на основе данных наблюдений), что б. ч. массы теряется в виде спокойного истечения, а оставшаяся часть (неск. десятых долейсбрасывается быстро в виде сферич. оболочки, наблюдаемой как планетарная туманность. Эволюц. трек ядра планетарной туманности с, превращающегося в белый карлик, приведён на рис. 4 (схематически такие треки показаны на рис. 3). Времена на штриховых отметках t i и соответствующие массы водородных оболочек M об, равны

Звёзды с массой . У таких звёзд масса ядра достигает. При сжатии ядра в нём зажигается углерод. Горение углерода в вырожденном ядре звезды с неустойчиво, реакция приводит к взрыву и полному разлёту звезды. Возможно, подобные взрывы вызывают наблюдаемые вспышки сверхновых звёзд первого типа. В ядрах звёзд с нач. массами, превышающими(вплоть доуглеродное ядро не вырождено. Вырождение наступает на стадии образования ядра из Для

Вырожденное ядро сжимается в результате нейтронизацш вещества 24 Mg, сжатие переходит в гравитац. коллапс. При этом ядро разогревается за счёт неравновесной нейтронизации. В звёздах массой в вырожденном ядре развивается тепловая неустойчивость, к-рая, как и при гелиевой вспышке, ведёт к снятию вырождения и переходу в режим спокойного горения вплоть до появления 56 Fe в центре звезды. Судьба такой звезды схожа с судьбой более массивных звёзд.

Эволюция массивных звёзд . Горение в центр, областях этих звёзд проходит в отсутствие вырождения вплоть до образования железного ядра. Расчётные эволюц. треки массивных звёзд после образования гелиевого ядра чувствительны к физ. предположениям, методу расчёта и очень разнообразны. Это проявляется в разл. форме петель на ГРД (аналогичных петлям для на рис. 2), а также в значениях эфф. темп-ры звезды на стадии горения гелия. Различие физ. предположений состоит в выборе критерия конвективной неустойчивости, к-рый учитывает [критерий П. Леду (P. Ledoux)] или не учитывает [критерий К. Шварцшильда (К. Schwarzschild) ] стабилизирующую роль градиента хим. состава. С этим связано поведение т. н. полуконвективной зоны, к-рая появляется над конвективным ядром у звёзд сна стадии горения водорода и имеет очень небольшое превышение градиента темп-ры над адиабатическим. В моделях, учитывающих градиент хим. состава, зона полуконвекции отделена от конвективного ядра лучистым слоем, что препятствует перемешиванию. Если же использовать критерий Шварцшильда, то возникает частичное перемешивание и условия эволюции существенно меняются. Горение гелия происходит в области голубых сверхгигантов приа в случае критерия Леду гелий выгорает в области красных сверхгигантов с
С ростом массы растёт величинагде критич. светимость

При L = Lc сила светового давления на электроны уравновешивает силу гравитац. притяжения атомных ядер. В процессе движения звезды на ГРД направо в область красных сверхгигантов после образования гелиевого ядра в оболочке, где возникают зоны неполной ионизации гелия и водорода, резко возрастает непрозрачность и L/L c становится больше единицы. На этой стадии возможно резкое увеличение скорости потери массы звездой, так что может потеряться вся водородная оболочка. Наблюдения показывают существование очень ярких гелиевых звёзд типа Вольфа - Райе (WR, см. Вольфа - Райе звёзды у ),к-рых происходит мощное истечение вещества с потоком массыНа стадии образования WR-звёзд поток массы мог быть значительно больше.

Расчёт эволюции массивных звёзд требует самосогласованного учёта потери массы, так чтобы величина M получалась в расчётах однозначно, как L, R, T э ,. T. к. время потери массы M/M много больше гидродинамич. времени звездызвезда на стадии истечения может быть представлена в виде статич. ядра и стационарно истекающей оболочки, масса к-рой внутри критич. радиуса потока много меньше массы звезды; на критич. радиусе r к скорость v к равна (см. Звёздный ветер ).Скорость потока быстро падает по мере перехода к плотным внутр. слоям звезды, и оболочка плавно переходит в статич. ядро. Сделаны лишь предварит, расчёты эволюции с самосогласованным учётом потери массы, хотя имеется много эволюц. расчётов с феноменологич. учётом потери массы, типа зависимостей

(L, R, M в единицах

Рис. 5. Эволюционные треки звёзд с массами 15 и 25BB" и BC -области горения гелия в ядре; CD - горение в двойном (H - Не) слоевом источнике; DE -горение углерода. Расчёты доведены до точки потери устойчивости (указана крестом в кружке), штриховые треки соответствуют не вполне уверенным расчётам.

Расчёт эволюции двух звёзд с пост, массами (M= 15 и вплоть до образования железного ядра в состоянии предсверхновой представлен на рис. 5. После возгорания углерода эволюция ядра идёт очень быстро, ввиду роста скорости нейтринных потерь, так что состояние оболочки почти не меняется и звезда мало движется по ГРД вплоть до начала коллапса. Наблюдения сверхновой 1987А в Большом Магеллановом Облаке показали, что предсверхновая здесь представляла собой голубой, а не красный сверхгигант, как показано на рис. 5. Это может быть связано с тем, что либо произошёл сброс значит, части водородной оболочки, либо звезда эволюционировала на треке вдоль петель, заходящих в голубую область. Если углерод загорелся в тот момент, когда звезда находилась в голубой области, её видимое положение на ГРД оставалось почти неизменным вплоть до потери устойчивости и вспышки сверхновой. Сравнение разл. расчётов показывает, что появление петель носит стохастич. характер, поэтому можно говорить лишь о вероятности расположения звезды в области голубых, жёлтых или красных сверхгигантов в состоянии предсверхновой.

Звёзды, превратившиеся в красные и жёлтые гиганты и сверхгиганты, после образования гелиевого ядра становятся в определ. области неустойчивыми относительно раскачки механич. и наблюдаются как переменные звёзды с регулярными колебаниями блеска (цефеиды и звёзды типа RR Лиры). Осн. причиной возбуждения колебаний в этих звёздах является аномальное поведение непрозрачности в зоне неполной ионизации гелия, толщина к-рой растёт с ростом темп-ры (см. Пульсации звёзд ).Вне ГП расположены и др. типы переменных звёзд с регулярной, полурегулярной и нерегулярной переменностью. Причиной переменности регулярных переменных, находящихся на стадиях Э. з. до и после ГП, является наличие мощных конвективных оболочек, приводящих к генерации ударных волн при звёздных вспышках, аналогичных вспышкам на Солнце , но на много порядков более мощных.

Предсверхновые и сверхновые

Сверхновые второго типа (с линиями водорода в спектрах и остатками в виде пульсаров )являются продуктом эволюции массивных звёзд сЯдра этих звёзд теряют устойчивость и коллапсируют после увеличения центр, темп-ры настолько, что начинается диссоциация ядер 56 Fe и адиабатич. показательстановится меньше 4/3. Значение g, усреднённое по звездеопределяет её гидродинамич. устойчивость. Неустойчивость имеет место при

В выражении член справа связан с эффектами общей теории относительности и равен нулю в ньютоновской теории, в к-ройотделяет устойчивые состояния от неустойчивых. Согласно результатам расчётов, представленным на рис. 5. ядра звёзд в точке вскоре после потери устойчивости характеризуются параметрами:

Здесь M , - масса ядра; Т с и r c - центральные темп-ра и плотность,-нейтринная светимость,-фотонная светимость,-радиус фотосферы; цифры в скобках указывают порядок величины. У звёзд массой ок. 8 образуется вырожденное углеродно-кислородное ядро массой 1,39, к-рое перед тепловой вспышкой характеризуется след, параметрами: (r я, - радиус ядра). Тепловые вспышки звёздных ядер, ведущие к полному разлёту звезды и выделению энергии ~ 10 51 эрг, связывают с наблюдаемыми вспышками сверхновых типа I, в спектрах к-рых водород не наблюдается, а в остатках взрыва не найдены пульсары. Вспышки сверхновых типапромежуточных между типами I и II (линии водорода почти не видны, но нейтронные звёзды могут образоваться), связаны, видимо, с потерей устойчивости в ядрах звёзд промежуточной массы или с вхождением этих звёзд в двойные системы.

Расчёты гидродинамич. коллапса ядер массивных звёзд показали, что подавляющая частьвыделяющейся гравитац. энергииэрг) уносится нейтрино. Внутр.части звезды оказываются непрозрачными для рождающихся там нейтрино, внутри звезды формируется нейтринная фотосфера. Нейтринный нагрев падающей оболочки, выгорание в ней оставшегося ядерного горючего во время коллапса, а также отскок падающей оболочки от поверхности образовавшейся нейтронной звезды оказываются недостаточными для того, чтобы выбросить вещество с ки-нетич. энергией эрг (характерной для сверхновых). Осн. причины этого заключаются в том, что нейтринный поток тормозит падение оболочки, а образующаяся при отскоке оболочки ударная волна дополнительно ослабляется из-за затраты большей части её энергии на диссоциацию в оболочке атомных ядер железного пика (т. е. ядер с массовыми числами, близкими к 56). Быстрые потери энергии за счёт испускания нейтрино из области нейтринной фотосферы приводят к увеличению градиента темп-ры и развитию конвекции. Это может существенно увеличить энергию каждого вылетающего нейтрино и соответственно сечение его взаимодействия с веществом, что способствует взрыву.

Энергия взрыва сверхновой может черпаться из энергии вращения образующейся нейтронной звезды, к-рая достигает 10 53 эрг. Важнейшую роль в трансформации энергии вращения в энергию взрыва играет магн. поле. Поэтому такой взрыв носит назв. магниторотационного. В дифференциально вращающейся оболочке вокруг нейтронной звезды происходит линейное по времени усиление азимутального магн. поля за счёт наматывания силовых линий. Когда магн. давление достаточно возрастёт, формируется , к-рая усиливается при распространении в среде со спадающей плотностью и за счёт работы магн. поршня. Расчёты показывают, что ~3-5% энергии вращения может быть преобразовано в кинетич. энергию выброса. Этого достаточно для объяснения наблюдаемых сверхновых. В отличие от механизмов взрыва сферически-симметричных звёзд, где энергия выделяется в доли секунды, при магниторотационном взрыве выделение энергии может затянуться на неск. часов; при этом период вращения образующейся нейтронной звезды может превышать 10 миллисекунд (скорость вращения будет <~ 1/10 предельной, совместимой с устойчивостью нейтронной звезды).

Последние стадии эволюции звёзд

Звезда, у к-рой отсутствуют источники энергии, светит за счёт остывания, а равновесие в ней поддерживается давлением вырожденных электронов или нейтронов. Фун-дам. фактом является наличие предела массы у холодных звёзд, связанного с тем, что с ростом плотности наступает релятивистское вырождение электронов , а затем и нейтронов. Поэтому достаточно массивные звёзды теряют устойчивость и переходят в состояние релятивистского коллапса с образованием чёрной дыры. При плотностях г/см 3 вещество состоит из электронов и ядер. электроновуже при г/см 3 (m z - число нуклонов на электрон), поэтому можно использовать ур-ние состояния релятивистского вырожденного электронного газа

Для баротропного ур-ния состояния Р = Р(р )равновесие звезды определяется ур-ниями (1) и (2). В случае политропыиз (1) и (2) следует ур-ние равновесия:

масса звезды

Из ур-ния (9) следует, что примасса звезды независит от r с. Для ур-ния состояния (8) масса

Рис. 6. Зависимость массы от центральной плотности для равновесных холодных звёзд. Верхняя штриховая линия соответствует уравнению состояния для "чистых" нейтронов, нижняя-с учётом гиперонов.

Масса звёзд, у к-рых давление определяется вырожденными электронами, не может превысить (Чандрасекара предел) . Звёзды, в к-рых преобладает давление вырожденных электронов, наз. белыми карликами за их небольшие размеры и горячую поверхность. На графике для холодных звёзд (рис. 6) белые карлики расположены левее первого максимума. Для железного состава = 28/13; с учётом нейтронизации и кулоновских поправок к ур-нию состояния макс, масса железного белого карлика равна примерно когда центр, плотность ~1,4x При большей плотности m z растёт из-за нейтронизации и равновесная масса падает. При этом равновесные модели неустойчивы, а устойчивость восстанавливается, когда осн. вклад в давление начинают давать нерелятивистские вырожденные нейтроны (минимум на рис. 6, гдеПри столь высоких плотностях важную роль играет ядерное взаимодействие, поэтому в устойчивых нейтронных звёздах (между минимумом и вторым максимумом) нейтронный газ не является идеальным. Релятивистское вырождение нейтронов и эффекты ОТО приводят к потере устойчивости. В результате предельная масса нейтронной звезды (для реалистич. ур-ний состояния)

Звёзды с нач. массойтеряют вещество в процессе эволюции на АВГ и превращаются в белые карлики. Более массивные звёзды, не успевшие потерять массу и теряющие устойчивость, либо разлетаются в результате взрывного горения углерода, либо превращаются в нейтронные звёзды разл. типов. Если излишек массы не сбрасывается при коллапсе, то происходит релятивистский коллапс ядра си образование чёрной дыры. Предшественниками чёрных дыр являются наиб, массивные звёзды с нач. массами

Лит.: Франк-Каменецкий Д. А., Физические процессы внутри звезд, M., 1959; Шварцшильд М., Строение и эволюция звезд, пер. с англ., M., 1961; Внутреннее строение звезд, под ред. Л. Аллера. Д. M. Мак-Лафлина, пер. с англ., M., 1970; Масевич А. Г., Тутуков А. В., Эволюция звезд; теория и наблюдения, M., 1988; Бисноватый-Коган Г. С., Физические вопросы теории звездной эволюции. M.. 1989. Г . С. Бисноватый-Коган .

Звезды, как и люди, могут быть новорожденными, молодыми, старыми. Каждый миг умирают одни звезды и образуются другие. Обычно самые юные из них похожи на Солнце. Они находятся на стадии формирования и фактически представляют собой протозвезды. Астрономы называют их звездами типа Т - Тельца, по имени своего прототипа. По своим свойствам - например, светимости - протозвезды являются переменными, поскольку их существование еще не вошло в стабильную фазу. Вокруг многих из них находится большое количество материи. От звезд типа Т исходят мощные ветровые потоки.

Протозвезды: начало жизненного цикла

Если на поверхность протозвезды падает вещество, оно быстро сгорает и превращается в тепло. Как следствие, температура протозвезд постоянно увеличивается. Когда она поднимается настолько, что в центре звезды запускаются ядерные реакции, протозвезда обретает статус обыкновенной. С началом протекания ядерных реакций у звезды появляется постоянный источник энергии, который поддерживает ее жизнедеятельность в течение длительного времени. Насколько долгой будет жизненный цикл звезды во Вселенной, зависит от ее первоначального размера. Однако считается, что у звезд, диаметром с Солнце, энергии хватит на то, чтобы безбедно существовать в течение приблизительно 10 млрд лет. Несмотря на это, случается и так, что даже более массивные звезды живут всего лишь несколько миллионов лет. Это происходит по причине того, что сжигают они свое топливо гораздо быстрее.

Звезды нормальных размеров

Каждая из звезд представляет собой сгустки горячего газа. В их глубинах постоянно происходит процесс выработки ядерной энергии. Однако не все звезды похожи на Солнце. Одно из главных различий заключается в цвете. Звезды бывают не только желтыми, но и синеватыми, красноватыми.

Яркость и светимость

Различаются они и по таким признакам, как блеск, яркость. То, насколько яркой окажется наблюдаемая с поверхности Земли звезда, зависит не только от ее светимости, но и от удаленности от нашей планеты. Учитывая расстояние до Земли, звезды могут обладать совершенно различной яркостью. Этот показатель колеблется от одной десятитысячной блеска Солнца до яркости, сопоставимой более чем с миллионом Солнц.

Большая часть звезд находится на нижнем отрезке этого спектра, являясь тусклыми. Во многих отношениях Солнце является среднестатистической, типичной звездой. Однако, по сравнению с другими, оно обладает гораздо большей яркостью. Большое количество тусклых звезд могут наблюдаться даже невооруженным глазом. Причина, по которой звезды отличаются по яркости, заключается в их массе. Цвет, блеск и изменение яркости во времени определяется количеством вещества.

Попытки объяснить жизненный цикл звезд

Люди издавна пытались проследить жизнь звезд, однако первые попытки ученых были достаточно робкими. Первым достижением было применение закона Лейна к гипотезе Гельмгольца-Кельвина о гравитационном сжатии. Это принесло в астрономию новое понимание: теоретически температура звезды должна повышаться (ее показатель обратно пропорционален радиусу звезды) до тех пор, пока увеличение плотности не замедлит процессы сжатия. Тогда расход энергии будет выше, чем ее приход. В этот момент звезда начнет стремительно остывать.

Гипотезы о жизни звезд

Одна из оригинальных гипотез о жизненном цикле звезды была предложена астрономом Норманом Локиером. Он считал, что звезды возникают из метеорной материи. При этом положения его гипотезы опирались не только на имеющиеся в астрономии теоретические выводы, но и на данные спектрального анализа звезд. Локиер был убежден в том, что химические элементы, которые принимают участие в эволюции небесных тел, состоят из элементарных частиц - «протоэлементов». В отличие от современных нейтронов, протонов и электронов, они обладают не общим, а индивидуальным характером. Например, согласно Локиеру, водород распадается на так называемый «протоводород»; железо становится «протожелезом». Описать жизненный цикл звезды пытались и другие ученые-астрономы, например, Джеймс Хопвуд, Яков Зельдович, Фред Хойл.

Звезды-гиганты и звезды-карлики

Звезды больших размеров являются самыми горячими и яркими. На вид они обычно белые или голубоватого оттенка. Несмотря на то что они обладают гигантскими размерами, топливо внутри них сгорает настолько быстро, что они лишаются его за каких-то несколько миллионов лет.

Звезды небольших размеров, в противоположность гигантским, обычно не столь яркие. Они обладают красным цветом, живут достаточно долго - в течение миллиардов лет. Но среди ярких звезд на небосклоне есть также красные и оранжевые. Примером может послужить звезда Альдебаран - так называемый «глаз быка», находящийся в созвездии Тельца; а также в созвездии Скорпиона. Почему же эти холодные звезды способны конкурировать по яркости с раскаленными звездами, наподобие Сириуса?

Так происходит из-за того, что когда-то они очень сильно расширились, и по своему диаметру стали превосходить огромные красные звезды (сверхгиганты). Огромная площадь позволяет этим звездам излучать на порядок больше энергии, чем Солнце. И это несмотря на тот факт, что их температура намного ниже. К примеру, диаметр Бетельгейзе, находящейся в созвездии Ориона, в несколько сотен раз больше диаметра Солнца. А диаметр обыкновенных красных звезд обычно не составляет и десятой части размера Солнца. Такие звезды называют карликами. Эти виды жизненного цикла звезд может проходить каждое небесное светило - одна и та же звезда на разных отрезках своей жизни может быть и красным гигантом, и карликом.

Как правило, светила, подобные Солнцу, поддерживают свое существование за счет находящегося внутри водорода. Он превращается в гелий внутри ядерной сердцевины звезды. Солнце располагает огромным количеством топлива, однако даже оно не бесконечно - за последние пять миллиардов лет была израсходована половина запаса.

Время жизни звезд. Жизненный цикл звезд

После того как внутри звезды исчерпываются запасы водорода, приходят серьезные перемены. Остатки водорода начинают сгорать не внутри ее ядра, а на поверхности. При этом все больше сокращается время жизни звезды. Цикл звезд, по крайней мере, большинства из них, на этом отрезке переходит в стадию красного гиганта. Размер звезды становится больше, а ее температура - напротив, меньше. Так появляется большинство красных гигантов, а также сверхгигантов. Этот процесс входит в состав общей последовательности происходящих со звездами изменений, которые ученые назвали эволюцией звезд. Цикл жизни звезды включает все ее стадии: в конечном счете все звезды стареют и умирают, а продолжительность их существования напрямую определяется количеством топлива. Большие звезды заканчивают свою жизнь огромным, эффектным взрывом. Более скромные, наоборот, погибают, постепенно сжимаясь до размеров белых карликов. Затем они просто угасают.

Сколько по времени живет средняя звезда? Жизненный цикл звезды может длиться от менее 1,5 млн лет и до 1 млрд лет и более. Все это, как было сказано, зависит от ее состава и размеров. Звезды, подобные Солнцу, живут от 10 до 16 млрд лет. Очень яркие звезды, наподобие Сириуса, живут относительно недолго - всего лишь несколько сотен миллионов лет. Схема жизненного цикла звезды включает в себя следующие этапы. Это молекулярное облако - гравитационный коллапс облака - рождение сверхновой звезды - эволюция протозвезды - окончание протозвездной фазы. Затем следуют этапы: начало стадии молодой звезды - середина жизни - зрелость - стадия красного гиганта - планетарная туманность - этап белого карлика. Последние две фазы свойственны звездам малого размера.

Природа планетарных туманностей

Итак, мы рассмотрели кратко жизненный цикл звезды. Но что представляет собой Превращаясь из огромного красного гиганта в белого карлика, иногда звезды сбрасывают внешние слои, и тогда ядро звезды становится обнаженным. Газовая оболочка начинает светиться под действием энергии, излучаемой звездой. Название свое эта стадия получила за счет того, что светящиеся газовые пузыри в этой оболочке часто похожи на диски вокруг планет. Но на самом деле они ничего общего с планетами не имеют. Жизненный цикл звезд для детей может не включать всех научных подробностей. Можно лишь описать основные фазы эволюции небесных светил.

Звездные скопления

Астрономы очень любят исследовать Есть гипотеза, что все светила рождаются именно группами, а не поодиночке. Так как звезды, принадлежащие к одному скоплению, обладают схожими свойствами, то и различия между ними являются истинными, а не обусловленными расстоянием до Земли. Какие бы изменения не приходились на долю этих звезд, свое начало они берут в одно и то же время и при равных условиях. Особенно много знаний можно получить, изучая зависимость их свойств от массы. Ведь возраст звезд в скоплениях и их удаленность от Земли примерно равны, поэтому отличаются они только по этому показателю. Скопления будут интересны не только профессиональным астрономам - каждый любитель будет рад сделать красивую фотографию, полюбоваться их исключительно красивым видом в планетарии.