Помощь по Теле2, тарифы, вопросы

Федеральное агентство по образованию

ГОУ ВПО

Уфимская государственная академия экономики и сервиса

кафедра «Физика»

КОНТРОЛЬНАЯ РАБОТА

по дисциплине «Концепции современного естествознания»

на тему «Звёзды и их эволюция»

Выполнил: Лавриненко Р. С.

группа СЗ-12

Проверила: Алтайская А. В.

Уфа-2010

Введение…………………………………………………………………………...3

Этапы эволюции звёзд……………………………………………………………5

Характеристики и химический состав звёзд………………………...................11

Прогноз эволюции Солнца…………………………………………...................20

Источники тепловой энергии звёзд……………………………………….........21

Заключение…………………………………………………………..............

Литература…………………………………………………………………………

Введение

В ясную безлунную ночь невооруженным глазом над горизонтом можно видеть около 3000 звезд. И всякий раз, смотря на звездное небо, мы задаем себе вопрос - что же такое звезды? Поверхностный взгляд найдет сходство между звездами и планетами. Ведь и планеты при наблюдении простым глазом видны как светящиеся точки различной яркости. Однако уже за несколько тысячелетий до нас внимательные наблюдатели неба – пастухи и земледельцы, мореплаватели и участники караванных переходов – приходили к убеждению, что звезды и планеты – различные по своей природе явления. Планеты, так же как Луна и Солнце, изменяют свое положение на небе, перемещаются из одного созвездия в другое и за год успевают пройти значительный путь, а звезды неподвижны одна относительно другой. Даже глубокие старики видят очертания созвездий совершенно такими же, какими они их видели в детстве.

Звезды не могут принадлежать к Солнечной системе. Если бы они были примерно на таком же расстоянии, как и планеты, то невозможно было бы найти объяснение их видимой неподвижности. Естественно считать, что звезды тоже движутся в пространстве, но они далеки от нас, что видимое перемещение их ничтожно. Создается иллюзия неподвижности звезд. Но если звезды так далеки, то при видимой яркости, сравнимой с видимой яркостью планет, они должны изучать во много раз мощнее, чем планеты. Такой ход рассуждений приводил к мысли, что звезды – это тела, по своей природе сходные с Солнцем. Эту мысль отстаивал Джордано Бруно. Но окончательно вопрос разрешился после двух открытий. Первое сделал Галлей в 1718 г. Он показал условность традиционного названия «неподвижные звёзды». Чтобы уточнить постоянную прецессии, он сравнил современные ему каталоги звёзд с античными, и прежде всего с каталогом Гиппарха (около 129 г. до н. э.) - первым звёздным каталогом, который упоминается в исторических документах и с каталогом в «Альмагесте 1 » Птолемея (138 г. н. э). На фоне однородной картины, закономерного смещения всех звёзд, Галлей обнаружил удивительный факт: «Три звезды: …или Глаз Тельца Альдебаран, Сириус и Арктур прямо противоречили этому правилу». Так было открыто собственное движение звёзд. Оно получило окончательное признание в 70-е годы XVIII века, после измерения немецким астрономом Тобиасом Майером и английским астрономом Невилом Маскелайном собственных движений десятков звёзд. Второе открытие сделал в 1824 г. Йозеф Фраунгофер, произведя первые наблюдения спектров звезд. В дальнейшем, подробные исследования спектров звезд, привели к выводу, что звезды, как и Солнце, состоят из газа, имеющего высокую температуру, а также, что спектры всех звезд могут быть распределены на несколько классов и спектр Солнца принадлежит одному из этих классов. Из этого следует, что свет звезд имеет ту же природу, что и свет Солнца.

Солнце – одна из звезд. Это очень близкая к нам звезда, с которой Земля физически связана, вокруг которой она движется. Но звезд огромное множество, они имеют различный блеск, различный цвет, они излучают огромное количество энергии в пространство и поэтому теряя эту энергию, не могут не изменяться: они должны проходить какой-то путь эволюции.

Этапы эволюции звезд

Звезды – грандиозные плазменные системы, в которых физические характеристики, внутреннее строение и химический состав изменяются со временем. Время звездной эволюции очень велико, и не возможно непосредственно проследить эволюцию той или иной конкретной звезды. Это компенсируется тем, что каждая из множества звезд на небе проходит некоторый этап эволюции. Суммируя наблюдения, можно восстановить общую направленность звездной эволюции (по диаграмме Герцшпрунга – Рессела (Рисунок 1) она отображается главной последовательностью и отступлением от нее вверх и вниз).

Pисунок 1. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

На диаграмме Герцшпрунга-Рассела звезды распределены неравномерно. Около 90% звезд сконцентрировано в узкой полосе, пересекающей диаграмму по диагонали. Эту полосу называют главной последовательностью. Её верхний конец расположен в области ярких голубых звезд. Различие в заселенности звезд, находящихся на главной последовательности и областей, примыкающих к главной последовательности, составляет несколько порядков величины. Причина в том, что на главной последовательности находятся звезды на стадии горения водорода, которая составляет основную часть времени жизни звезды. Солнце находится на главной последовательности. Следующие по населенности области после главной последовательности - белые карлики, красные гиганты и красные сверх-гиганты. Красные гиганты и сверхгиганты - это в основном звезды на стадии горения гелия и более тяжелых ядер.

Современная теория строения и эволюции звезд объясняет общий ход развития звезд в хорошем согласии с данными наблюдения.

Основные фазы в эволюции звезды – ее рождение (звездообразование); длительный период (обычно стабильного) существования звезды как целостной системы, находящейся в гидродинамическом и тепловом равновесии; и, наконец, период ее «смерти», т.е. необратимое нарушение равновесия, которое ведет к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию.

Согласно общепринятой гипотезе газопылевого облака звезда зарождается в результате гравитационного сжатия межзвездного газопылевого облака. По мере уплотнения такого облака сначала образуется протозвезда, температура в ее центре неуклонно растет, пока не достигает предела, необходимого для того, чтобы скорость теплового движения частиц превысила порог, после которого протоны способны преодолеть макроскопические силы взаимного электростатического отталкивания и вступить в реакцию термоядерного синтеза.

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

В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиардов лет. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей приходится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей по темпу роста темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды. Для звезд с массой, превышающей солнечную массу в 15 раз, время стабильного существования оказывается всего около 10 млн лет. Это крайне незначительное время по космическим меркам, ведь время, отведенное для нашего Солнца, на 3 порядка выше – около 10 млрд лет.

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

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

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

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

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

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

Из глобул возникают звёзды , вспомним, что все звёзды излучают и их излучение оказывает... то период обращения обеих звёзд относительно их общего центра тяжести равен... последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. Такие звёзды могут взорваться как...

Эволюция звезд (6)

Реферат >> Биология

Диаграмму зависимости светимостей звёзд от их спектральных классов (диаграмма... , в окрестности Солнца большинство звёзд сконцентрированы вдоль сравнительно узкой полосы... разных расстояниях. Звезды эволюционируют, и их эволюция необратима, так как все в...

Эволюция газеты в России

Реферат >> Журналистика

Введение............................................................................................................3 Глава I. Эволюция газеты в России в... которого, лишив трёх звёзд Героя Социалистического Труда... протяжении всего пути их эволюции , который не...

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.

Эволюция звезд - изменение физ. характеристик, внутр. строения и хим. состава звезд со временем. Важнейшие задачи теории Э.з. - объяснение образования звезд, изменения их наблюдаемых характеристик, исследование генетической связи различных групп звезд, анализ их конечных состояний.

Поскольку в известной нам части Вселенной ок. 98-99% массы наблюдаемого вещества содержится в звездах или прошло стадию звезд, объяснение Э.з. явл. одной из наиболее важных проблем астрофизики.

Звезда в стаыционарном состоянии - это газовый шар, к-рый находится в гидростатич. и тепловом равновесии (т.е. действие сил тяготения уравновешино внутр. давлением, а потери энергии на излучение компенсируются энергией, выделяющейся в недрах звезды, см. ). "Рождение" звезды - это образование гидростатически равновесного объекта, излучение к-рого поддерживаются за счет собст. источников энергии. "Смерть" звезды - необратимое нарушение равновесия, ведущее к разрушению звезды или к ее катастрофич. сжатию.

Выделение гравитац. энергии может играть определяющую роль лишь тогда, когда темп-ра недр звезды недостаточна для того, чтобы ядерное энерговыделение могло компенсировать потери энергии, и звезда в целом или ее часть должна сжиматься для поддержания равновесия. Высвечивание тепловой энергии становится важным лишь после исчерпания запасов ядерной энергии. Т.о., Э.з. можно представить как последовательную смену источников энергии звезд.

Характерное время Э.з. слишком велико для того, чтобы можно было всю эволюцию проследить непосредственно. Поэтому осн. методом исследования Э.з. явл. построение последовательностей моделей звезд, описывающих изменения внутр. строения и хим. состава звезд со временем. Эволюц. последовательности затем сопоставляются с результатами наблюдений, напр., с (Г.-Р.д.), суммирующей наблюдения большого числа звезд, находящихся на разных стадиях эволюции. Особо важную роль играет сравнение с Г.-Р.д. для звездных скоплений, поскольку все звезды скопления имеют одинаковый начальный хим. состав и образовались практически одновременно. По Г.-Р.д. скоплений различного возраста удалось установить направление Э.з. Детально эволюц. последовательности рассчитываются путем численного решения системы дифференциальных уравнений, описывающих распределение массы, плотности, темп-ры и светимости по звезде, к к-рым добавляются , законы энерговыделения и непрозрачности звездного вещества и ур-ния, описывающие изменение хим. состава звезды со временем.

Ход эволюции звезды зависит в основном от ее массы и исходного хим. состава. Определенную, но не принципиальную роль могут играть вращение звезды и ее магн. поле, однако роль этих факторов в Э.з. еще недостаточно исследована. Хим. состав звезды зависит от времени, когда она образовалась, и от ее положения в Галактике в момент образования. Звезды первого поколения сформировались из вещества, состав к-рого определялся космологич. условиями. По=видимому, в нем было примерно 70% по массе водорода, 30% гелия и ничтожная примесь дейтерия и лития. В ходе эволюции звезд первого поколения образовались тяжелые элементы (следующие за гелием), к-рые были выброшены в межзвездное пространство в результате истечения вещества из звезд или при взрывах звезд. Звезды последующих поколений сформировались уже из вещества, содержавшего до 3-4% (по массе) тяжелых элементов.

Наиболее непосредственным указанием на то, что звездообразование в Галактике происходит и в настоящее время, явл. существование массивных ярких звезд спектр. классов O и B, время жизни к-рых не может превосходить ~ 10 7 лет. Скорость звездообразования в совр. эпоху оценивается в 5 в год.

2. Образование звезд, стадия гравитационного сжатия

Согласно наиболее распространенной точке зрения, звезды образуются в результате гравитац. конденсации вещества межзвездной среды. Необходимое для этого разделение межзвездной среды на две фазы - плотные холодные облака и разреженную среду с более высокой темп-рой - может происходить под воздействием тепловой неустойчивости Рэлея-Тейлора в межзвездном магн. поле. Газово-пылевые комплексы с массой , характерным размером (10-100) пк и концентрацией частиц n ~10 2 см -3 . действительно наблюдаются благодаря излучению ими радиоволн. Сжатие (коллапс) таких облаков требует определенных условий: гравитац. частиц облака должна превосходить сумму энергии теплового движения частиц, энергии вращения облака как целого и магн. энергии облака (критерий Джинса). Если учитывается только энергия теплового движения, то с точностью до множителя порядкаединицы критерий Джинса записывается в виде: align="absmiddle" width="205" height="20">, где - масса облака, T - темп-ра газа в К, n - число частиц в 1 см 3 . При типичных для совр. межзвездных облаков темп-рах К могут сколлапсировать лишь облака с массой, не меньшей . Критерий Джинса указывает, что для образования звезд реально наблюдаемого спектра масс концентрация частиц в коллапсирующих облаках должна достигать (10 3 -10 6) см -3 , т.е. в 10-1000 раз превышать наблюдаемую в типичных облаках. Однако такие концентрации частиц могут достигаться в недрах облаков, уже начавших коллапс. Отсюда следует, что происходит путем последовательной, осуществляющейся в неск. этапов, фрагментации массивных облаков. В этой картине естественно объясняется рождение звезд группами - скоплениями. При этом все еще неясными остаются вопросы, относящиеся к тепловому балансу в облаке, полю скоростей в нем, механизму, определяющему спектр масс фрагментов.

Коллапсирующие объекты звездной массы наз. протозвездами. Коллапс сферически-симметричной невращающейся протозвезды без магн. поля включает неск. этапов. В начальный момент времени облако однородно и изотермично. Оно прозрачно для собств. излучения, поэтому коллапс идет с объемными потерями энергии, гл. обр. за счет теплового излучения пыли, к-рой передают свою кинетич. энергию частицы газа. В однородном облаке нет градиента давления и сжатие начинается в режиме свободного падения с характерным временем , где G - , - плотность облака. С началом сжатия возникает волна разрежения, перемещающаяся к центру со скоростью звука, а т.к. коллапс происходит быстрее там, где плотность выше, протозвезда разделяется на компактное ядро и протяженную оболочку, в к-рой вещество распределяется по закону . Когда концентрация частиц в ядре достигает ~ 10 11 см -3 оно становится непрозрачным для ИК-излучения пылинок. Выделяющаяся в ядре энергия медленно просачивается к поверхности благодаря лучистой теплопроводности. Темп-ра начинает повышаться почти адиабатически, это приводит к росту давления, и ядро приходит в состояние гидростатич. равновесия. Оболочка продолжает падать на ядро, и на его периферии возникает . Параметры ядра в это время слабо зависят от общей массы протозвезды: К. По мере увеличения массы ядра за счет аккреции, его темп-ра изменяется практически адиабатически, пока не достигнет 2000 К, когда начинается диссоциация молекул H 2 . В результате расхода энергии на диссоциацию, а не не увеличение кинетич. энергии частиц, значение показателя адиабаты становится меньше 4/3, изменения давления не способны компенсировать силы тяготения и ядро повторно коллапсирует (см. ). Образуется новое ядро с параметрами , окруженное ударным фронтом, на которое аккрецируют остатки первого ядра. Подобная же перестройка ядра происходит при водорода.

Дальнейший рост ядра за счет вещества оболочки продолжается до тех пор, пока все вещество упадет на звезду либо рассеется под действием или , если ядро достаточно массивно (см. ). У протозвезд с характерное время вещества оболочки t a >t кн , поэтому их светимость определяется энерговыделением сжимающихся ядер.

Звезда, состоящая из ядра и оболочки, наблюдается как ИК-источник из-за переработки излучения в оболочке (пыль оболочки, поглощая фотоны УФ-излучения ядра, излучает в ИК-диапазоне). Когда оболочка становится оптически тонкой, протозвезда начинает наблюдаться как обычный объект звездной природы. У наиболее массивных звезд оболочки сохраняются до начала термоядерного горения водорода в центре звезды. Давление излучения ограничивает массу звезд величиной, вероятно, . Если даже и образуются более массивные звезды, то они оказываются пульсационно-неустойчивыми и могут потерять значит. часть массы на стадии горения водорода в ядре. Продолжительность стадии коллапса и рассеяния протозвездной оболочки того же порядка, что и время свободного падения для родительского облака, т.е. 10 5 -10 6 лет. Освещенные ядром сгустки темного вещества остатков оболочки, ускоренные звездным ветром, отождествляются с объектами Хербига-Аро (звездообразными сгущениями, имеющими эмиссионный спектр). Звезды малых масс, когда они становятся видимыми, находятся в области Г.-Р.д., занимаемой звездами типа Т Тельца (карликовыми ), более массивные - в области, где находятся эмиссионные звезды Хербига (неправильные ранних спектр. классов с эмиссионными линиями в спектрах).

Эволюц. треки ядер протозвезд с постоянной массой на стадии гидростатич. сжатия показаны на рис. 1. У звезд малых масс в момент, когда устанавливается гидростатич. равновесие, условия в ядрах таковы, что энергия в них переносится . Расчеты показывают, что темп-ра поверхности полностью конвективной звезды почти постоянна. Радиус звезды непрерывно уменьшается, т.к. она продолжает сжиматься. При неизменной темп-ре поверхности и уменьшающемся радиусе светимость звезды должна падать и на Г.-Р.д. этой стадии эволюции соответствуют вертикальные участки треков.

По мере продолжения сжатия темп-ра в недрах звезды повышается, вещество становится более прозрачным, и у звезд с align="absmiddle" width="90" height="17"> возникают лучистые ядра, но оболочки остаются конвективными. Менее массивные звезды остаются полностью конвективными. Их светимость регулируется тонким лучистым слоем в фотосфере. Чем массивнее звезда и чем выше ее эффективная темп-ра, тем больше у нее лучистое ядро (в звездах с align="absmiddle" width="74" height="17"> лучистое ядро возникает сразу). В конце концов, практически вся звезда (за исключением поверхностной конвективной зоны у звезд с массой ) переходит в состояние лучистого равновесия, при к-ром вся выделяющаяся в ядре энергия переносится излучением.

3. Эволюция на основе ядерных реакций

При темп-ре в ядрах ~ 10 6 К начинаются перве ядерные реакции - выгорают дейтерий, литий, бор. Первичное количество этих элементов настолько мало, что их выгорание практически не выдерживает сжатия. Сжатие прекращается, когда темп-ра в центре звезды достигает ~ 10 6 К и загорается водород, т.к. энергии, выделяющейся при термоядерном горении водорода, достаточно для компенсации потерь на излучение (см. ). Однородные звезды, в ядрах к-рых горит водород, образуют на Г.-Р.д. начальную главную последовательность (НГП). Массивные звезды достигают НГП быстрее звезд малой массы, т.к. у них скорость потерь энергии на единицу массы, а следовательно, и темп эволюции выше,чем у маломассивных звезд. С момента выхода на НГП Э.з. происходит на основе ядерного горения, главные стадии к-рого суммирована в табл. Ядерное горение может происходить до образования элементов группы железа, у к-рых наибольшая среди всех ядер энергия связи. Эволюц. треки звезд на Г.-Р.д. изображены на рис. 2. Эволюция центральных значений темп-ры и плотности звезд показана на рис. 3. При К осн. источником энергии явл. реакция водородного цикла, при б"ольших T - реакции углерод-азотного (CNO) цикла (см. ). Побочным эффектом CNO-цикла явл. установление равновесных концентраций нуклидов 14 N, 12 C, 13 C - соответственно 95%, 4% и 1% по массе. Преобладание азота в слоях, где происходило горение водорода, подтверждается результатами наблюдений , у к-рых эти слои оказываются на поверхности в результате потери внеш. слоев. У звезд, в центре к-рых реализуется CNO-цикл ( align="absmiddle" width="74" height="17">), возникает конвективное ядро. Причина этого в очень сильной зависимости энерговыделения от темп-ры: . Поток же лучистой энергии ~ T 4 (см. ), следовательно, он не может перенести всю выделяющуюся энергию, и должна возникнуть конвекция, более эффективная, чем лучистый перенос. У наиболее массивных звезд конвекцией охвачено более 50% массы звезд. Значение конвективного ядра для эволюции определяется тем, что ядерное горючее равномерно истощается в области, значительно большей, чем область эффективного горения, в то время как у звезд без конвективного ядра оно вначале выгорает лишь в малой окрестности центра, где темп-ра достаточно высока. Время выгорания водорода заключено в пределах от ~ 10 10 лет для до лет для . Время всех последующих стадий ядерного горения не превосходит 10% времени горения водорода, поэтому звезды на стадии горения водорода образуют на Г.-Р.д. густонаселенную область - (ГП). У звезд с темп-ра в центре никогда не достигает значений, необходимых для загорания водорода, они неограниченно сжимаются, превращаясь в "черные" карлики. Выгорание водорода при водит к увеличению ср. молекулярной массы вещества ядра, и поэтому для поддержания гидростатич. равновесия давление в центре дожно возрастать, что влечет за собой увеличение темп-ры в центре и градиента темп-ры по звезде, а следовательно, и светимости. К увеличению светимости приводит также и уменьшение непрозрачности вещества с ростом темп-ры. Ядро сжимается для поддержания условий ядерного энерговыделения с уменьшением содержания водорода, а оболочка расширяется из-за необходимости перенести возросший поток энергии от ядра. На Г.-Р.д. звезда перемещается вправо от НГП. Уменьшение непрозрачности приводит к отмиранию конвективных ядер у всех звезд, кроме наиболее массивныых. Темп эволюции массивных звезд наиболее высок, и они первыми покидают ГП. Время жизни на ГП составляет для звезд с ок. 10 млн. лет, с ок. 70 млн. лет, а с ок. 10 млрд. лет.

Когда содержание водорода в ядре уменьшается до 1%, расширение оболочек звезд с align="absmiddle" width="66" height="17"> сменяется общим сжатием звезды, необходимым для поддержания энерговыделения. Сжатие оболочки вызывает нагрев водорода в слое, прилегающем к гелиевому ядру, до темп-ры его термоядерного горения, и возникает слоевой источник энерговыделения. У звезд с массой , у к-рых в меньшей степени зависит от темп-ры и область энерговыделения не столь сильно концентрируется к центру, стадия общего сжатия отсутствует.

Э.з. после выгорания водорода зависит от их массы. Важнейшим фактором, влияющим на ход эволюции звезд с массой , явл. вырождение газа электронов при больших плотностях. В из-за большой плотности число квантовых состояний с малой энергией ограничено в силу принципа Паули и электроны заполняют квантовые уровни с высокой энергией, значительно превышающей энергию их теплового движения. Важнейшая особенность вырожденного газа состояит в том, что его давление p зависит лишь от плотности: для нерелятивистского вырождения и для релятивистского вырождения. Давление газа электронов намного превосходит давление ионов. Отсюда следует принципиальный для Э.з. вывод: поскольку сила тяготения, действующая на единичный объем релятивистски вырожденного газа, , зависит от плотности так же, как и градиент давления , должна существовать предельная масса (см. ), такая, что при align="absmiddle" width="66" height="15"> давление электронов не может противодействовать тяготению и начинается сжатие. Предельная масса align="absmiddle" width="139" height="17">. Граница области, в к-рой газ электронов вырожден, показана на рис. 3 . У звезд малых масс вырождение играет заметную роль уже в процессе образования гелиевых ядер.

Второй фактор, определяющий Э.з. на поздних стадиях, - это нейтринные потери энергии. В звездных недрах при T ~10 8 К осн. роль в рождении играют: фотонейтринный процесс , распад квантов плазменных колебаний (плазмонов) на пары нейтрино-антинейтрино (), аннигиляция пар электрон-позитрон () и (см. ). Важнейшая особенность нейтрино состояит в том, что вещество звезды для них практически прозрачно и нейтрино беспрепятственно уносят энергию из звезды.

Гелиевое ядро, в к-ром еще не возникли условия для горения гелия, сжимается. Темп-ра в слоевом источнике, прилегающем к ядру, увеличивается, скорость горения водорода возрастает. Необходимость переноса возросшего потока энергии приводит к расширению оболочки, на что тратится часть энергии. Поскольку светимость звезды не изменяется, темп-ра ее поверхности падает, и на Г.-Р.д. звезда перемещается в область, занимаемую красными гигантамию Время перестройки звезды на два порядка меньше времени выгорания водорода в ядре, поэтому между полосой ГП и областью красных сверхгигантов мало звезд. С уменьшением темп-ры оболочки возрастает ее прозрачность, вследствие этого появляется внеш. конвективная зона и возрастает светимость звезды.

Отвод энергии из ядра посредством теплопроводности вырожденных электронов и нейтринных потерь у звезд с оттягивает момент загорания гелия. Темп-ра начинает заметно расти лишь тогда, когда ядро становится почти изотермичным. Горение 4 He определяет Э.з. с момента, когда энерговыделение превышает потери энергии путем теплопроводности и излучения нейтрино. Это же условие относится к горению всех последующих видом ядерного топлива.

Примечательная особенность звездных ядер из вырожденного газа, охлаждаемых нейтрино, - это "конвергенция" - сближение треков, к-рые характеризуют соотношение плотности и темп-ры T c в центре звезды (рис. 3). Скорость энерговыделения при сжатии ядра определяется скоростью присоединения вещества к нему через слоевой источник, к-рая зависит только от массы ядра при данном виде топлива. В ядре должен поддерживаться баланс притока и оттока энергии, поэтому в ядрах звезд устанавливается одинаковое распределение темп-ры и плотности. К моменту загорания 4 He масса ядра в зависимости от содержания тяжелых элементов. В ядрах из вырожденного газа загорание 4 He имеет характер теплового взрыва, т.к. энергия, выделяющаяся при горении, идет на увеличение энергии теплового движения электронов, но давление с ростом темп-ры почти не изменяется до тех пор, пока тепловая энергия электронов не сравняется с энергией вырожденного газа электронов. Тогда вырождение снимается и ядро быстро расширяется - происходит гелиевая вспышка. Гелиевые вспышки, вероятно, сопровождаются потерей звездного вещества. У , где массивные звезды уже давно закончили эволюцию и красные гиганты имеют массы , звезды на стадии горения гелия находятся на горизонтальной ветви Г.-Р.д.

В гелиевых ядрах звезд с align="absmiddle" width="90" height="17"> газ не вырожден, 4 He загорается спокойно, но ядра также расширяются из-за возрастания T c . У наиболее массивных звезд загорание 4 He происходит еще тогда, когда они явл. голубыми сверхгигантами. Расширение ядра ведет к уменьшению T в области водородного слоевого источника, и светимость звезды после гелиевой вспышки падает. Для поддержания теплового равновесия оболочка сжимается, и звезда уходит из области красных сверхгигантов. Когда 4 He в ядре истощается, снова начинается сжатие ядра и расширение оболочки, звезда опять становится красным сверхгигантом. Образуется слоевой источник горения 4 He, к-рый доминирует в энерговыделении. Снова возникает внеш. конвективная зона. По мере выгорания гелия и водорода толщина слоевых источников уменьшается. Тонкий слой горения гелия оказывается термически неустойчивым, т.к. при очень сильной чувствительности энерговыделения к темп-ре () теплопроводность вещества недостаточна для того, чтобы погасить тепловые возмущения в слое горения. При тепловых вспышках в слое возникает конвекция. Если она проникает в слои, богатые водородом, то в результате медленного процесса (s -процесса, см. ) синтезируются элементы с атомными массами от 22 Ne до 209 B.

Давление излучения на пыль и молекулы, образующиеся в холодных протяженных оболочках красных сверхгигантов, приводит к непрерывной потере вещества со скоростью до в год . Непрерывная потеря массы может дополнятся потерями, обусловленными неустойчивостью слоевого горения или пульсациями, что может привести к выбросу одной или неск. оболочек. Когда количество вещества над углеродно-кислородным ядром становится меньшим нек-рого предела, оболочка для поддержания темп-ры в слоях горения вынуждена сжиматься до тех пор, пока сжатие способно поддерживать горение; звезда на Г.-Р.д. смещается почти горизонтально влево. На этом этапе неустойчивость слоев горения также может приводить к расширению оболочки и потере вещества. Пока звезда достаточно горяча, она наблюдается как ядро с одной или неск. оболочками. Когда слоевые источники смещаются к поверхности звезды настолько, что темп-ра в них становится ниже необходимой для ядерного горения, звезда охлаждается, превращаясь в белый карлик с , излучающий за счет расхода тепловой энергии ионного компонента его вещества. Характерное время охлаждения белых карликов ~ 10 9 лет. Нижняя граница масс одиночных звезд, превращающихся в белые карлики, неясна, она оценивается в 3-6 . У звезд с электронный газ вырождается на стадии роста углеродно-кислородных (C,O-) ядер звезд. Как и в гелиевых ядрах звезд, из-за нейтринных потерь энергии происходит "конвергенция" условий в центре и к моменту загорания углерода в C,O-ядре . Загорание 12 C при таких условиях, скорее всего, имеет характер взрыва и приводит к полному разрушению звезды. Полного разрушения может не произойти, если . Такая плотность достижима, когда скорость роста ядра определяется аккрецией вещества спутника в тесной двойной системе.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Время жизни звезд состоит из нескольких этапов, проходя через которые миллионы и миллиарды лет светила неуклонно стремятся к неизбежному финалу, превращаясь в яркие вспышки или в угрюмый черных дыр.

Время жизни звезды любого типа – невероятно долгий и сложный процесс, сопровождаемый явлениями космического масштаба. Многогранность его просто невозможно полностью проследить и изучить, даже используя весь арсенал современной науки. Но на основании тех уникальных знаний, накопленных и обработанных за весь период существования земной астрономии, нам становятся доступными целые пласты ценнейшей информации. Это позволяет связать последовательность эпизодов из жизненного цикла светил в относительно стройные теории и смоделировать их развитие. Что же это за этапы?

Не пропустите наглядное интерактивное приложение « »!

Эпизод I. Протозвезды

Жизненный путь звезд, как и всех объектов макромира и микрокосма, начинается с рождения. Это событие берет свое начало в формировании невероятно огромного облака, внутри которого появляются первые молекулы, поэтому образование называется молекулярным. Иногда употребляется еще и другой термин, непосредственно раскрывающий суть процесса, – колыбель звезд.

Только когда в таком облаке, в силу непреодолимых обстоятельств, происходит чрезвычайно быстрое сжатие составляющих его частиц, имеющих массу, т. е. гравитационный коллапс, начинает формироваться будущая звезда. Причиной этому является выплеск энергии гравитации, часть которой сжимает молекулы газа и разогревает материнское облако. Затем прозрачность образования постепенно начинает пропадать, что способствует еще большему нагреванию и возрастанию давления в его центре. Заключительным эпизодом в протозвездной фазе является аккреция падающего на ядро вещества, в ходе чего происходит рост зарождающегося светила, и оно становится видимым, после того, как давление испускаемого света буквально сметает всю пыль на окраины.

Найди протозвезды в туманности Ориона!

Эта огромная панорама туманности Ориона получена из снимков . Данная туманность одна из самых больших и близких к нам колыбелей звезд. Попробуйте найти в этой туманности протозвезды, благо разрешение этой панорамы позволяет это сделать.

Эпизод II. Молодые звезды

Фомальгаут, изображение из каталога DSS. Вокруг этой звезды еще остался протопланетный диск.

Следующим этапом или циклом жизни звезды является период ее космического детства, который, в свою очередь, делится на три стадии: молодые светила малой (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

Эпизод III. Расцвет жизненного пути звезды

Солнце снятое в линии H альфа. Наше звезда в самом расцвете сил.

В середине своей жизни космические светила могут обладать самыми разнообразными цветами, массой и габаритами. Цветовая палитра варьируется от голубоватых оттенков до красных, а их масса может быть значительно меньше солнечной, либо превышать ее более чем в триста раз. Главная последовательность жизненного цикла звезд длится около десяти миллиардов лет. После чего в ядре космического тела заканчивается водород. Этот момент принято считать переходом жизни объекта на следующий этап. По причине истощения водородных ресурсов в ядре останавливаются термоядерные реакции. Однако в период вновь начавшегося сжатия звезды начинается коллапс, который приводит к возникновению термоядерных реакций уже с участием гелия. Этот процесс стимулирует просто невероятное по масштабам расширение звезды. И теперь она считается красным гигантом.

Эпизод IV. Конец существования звезд и их гибель

Старые светила, как и их юные собратья, делятся на несколько видов: с малой массой, средних размеров, сверхмассивные звезды, и . Что касается объектов с небольшой массой, то до сих пор нельзя точно утверждать какие именно процессы с ними происходят на последних стадиях существования. Все подобные явления гипотетически описаны при помощи компьютерного моделирования, а не на основании тщательных наблюдений за ними. После окончательного выгорания углерода и кислорода происходит увеличение атмосферной оболочки звезды и быстрая потеря ею газовой составляющей. В финале своего эволюционного пути светила многократно сжимаются, а их плотность наоборот значительно возрастает. Такую звезду принято считать белым карликом. Затем в ее жизненной фазе следует период красного сверхгиганта. Последним в цикле существования звезды является ее превращение, в результате очень сильного сжатия, в нейтронную звезду. Однако не все подобные космические тела становятся таковыми. Некоторые, чаще всего наиболее крупные по параметрам (больше 20-30 масс Солнца), переходят в разряд черных дыр в результате коллапса.

Интересные факты из жизненных циклов звезд

Одним из самых своеобразных и примечательных сведений из звездной жизни космоса является то, что подавляющее большинство светил в нашей находятся на стадии красных карликов. Такие объекты обладают массой значительно меньшей, чем у Солнца.

Довольно интересно также и то, что магнитное притяжение нейтронных звезд в миллиарды раз выше аналогичного излучения земного светила.

Влияние массы на звезду

Еще одним не менее занимательным фактом можно назвать продолжительность существования самых огромных из известных типов звезд. В силу того, что их масса способна в сотни раз превышать солнечную, выделение ими энергии тоже многократно больше, иногда даже в миллионы раз. Следовательно, период их жизни длится гораздо меньше. В некоторых случаях их существование укладывается всего в несколько миллионов лет, против миллиардов лет жизни звезд с небольшой массой.

Интересным фактом также является противоположность черных дыр белым карликам. Примечательно то, что первые возникают из самых гигантских по массе звезд, а вторые, наоборот, из наименьших.

Во Вселенной существует огромное количество уникальных явлений, о которых можно говорить бесконечно, ведь космос крайне слабо изучен и исследован. Все человеческие знания о звездах и их жизненных циклах, которыми обладает современная наука, в основном получены из наблюдений и теоретических расчетов. Такие малоизученные явления и объекты дают почву для постоянной работы тысячам исследователей и ученых: астрономов, физиков, математиков, химиков. Благодаря их непрерывному труду, эти знания постоянно накапливаются, дополняются и изменяются, становясь, таким образом, более точными, достоверными и всеобъемлющими.