Эволюция звёзд

                                                       Эволюция звёзд

                                       Эволюция звёзд

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

Звезда начинает свою жизнь  как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под  действием собственного тяготения  и постепенно принимающее форму  шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура  объекта возрастает. Когда температура  в центре достигает 15-20 миллионов  К, начинаются термоядерные реакции  и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной  — в ней доминируют реакции водородного цикла. В таком состоянии он пребывает бо́льшую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Расселла, пока не закончатся запасы топлива в его ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии.                                                                                        

 В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий — в углерод, углерод — в кислород, кислород — в кремний, и наконец — кремний в железо).

Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной  звездой — многие изменения в  звёздах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными даже по прошествии многих веков. Поэтому учёные изучают множество звёзд, каждая из которой находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий

Термоядерный  синтез в недрах звёзд

К 1939 году было установлено, что источником звёздной энергии  является происходящий в недрах звёзд  термоядерный синтез . Большинство  звёзд излучают потому, что в их недрах четыре протона соединяются  через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Это превращение  может идти двумя основными путями, называемыми протон-протонным, или  p-p-циклом, и углеродно-азотным, или CN-циклом. В маломассивных звёздах энерговыделение в основном обеспечивается первым циклом, в тяжёлых — вторым. Запас ядерного топлива в звезде ограничен и постоянно тратится на излучение. Процесс термоядерного синтеза, выделяющий энергию и изменяющий состав вещества звезды, в сочетании с гравитацией, стремящейся сжать звезду и тоже высвобождающей энергию, а также с излучением с поверхности, уносящим выделяемую энергию, являются основными движущими силами звёздной эволюции.

Рождение звёзд

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 вращается  вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нем могут  возникнуть возмущения, приводящие к  локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают гравитационный коллапс облака. Один из сценариев, приводящих к этому — столкновение двух облаков. Другим событием, вызывающим коллапс, может быть прохождением облака через плотный рукав спиральной галактики. Также критическим фактором может стать взрыв близлежащей  сверхновой звезды, ударная волна  которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме  того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения. В общем, любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут инициировать процесс образования звезды.

Молодые звёзды

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

Молодые звёзды малой массы

Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца), находящиеся на подходе к главной последовательности, полностью конвективны; процесс  конвекции охватывает все области  светила. Это ещё по сути протозвёзды, в центре которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение  происходит, в основном, из-за гравитационного  сжатия. Пока гидростатическое равновесие ещё не установлено, светимость звезды убывает при неизменной эффективной  температуре. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела  такие звёзды формируют почти  вертикальный трек, называемый треком Хаяши. 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 вещества, во внешних  же слоях превалирует конвективный перенос энергии.

О том, какими характеристиками в момент попадания на главную  последовательность обладают звёзды меньшей  массы, достоверно неизвестно, так как  время нахождения этих звёзд в  разряде молодых превышает возраст  Вселенной. Все представления об эволюции этих звёзд базируются только на численных расчётах и математическом моделировании.

По мере сжатия звезды начинает увеличиваться давление вырожденного электронного газа и при достижении определенного радиуса звезды сжатие останавливается, что приводит к  остановке дальнейшего роста  центральной температуры, вызываемого  сжатием, а затем и к ее понижению. Для звёзд меньше 0,0767 масс Солнца этого 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 ходе ядерных реакций, и относятся к так называемым коричневым карликам; их судьба — это постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, и, затем, постепенное остывание с прекращением всех начавшихся ядерных реакций.

Молодые звёзды промежуточной массы

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

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

Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс

Звезды с такой массой уже обладают характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные  стадии и достичь такой скорости ядерных реакций, чтобы они компенсировали потери энергии на излучение, пока накапливалась  масса гидростатического ядра. У  этих звёзд истечение массы и  светимость настолько велики, что  не просто останавливают коллапсирование  еще не ставших частью звезды внешних  областей молекулярного облака, но, наоборот, отталкивает их прочь. Таким  образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего, этим и объясняется  отсутствие в нашей галактике  звёзд больше чем 100—200 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 более чем 200 солнечных масс. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется массой. Все новые звёзды «занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе. Речь идёт не о физическом перемещении звезды — только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. Фактически, перемещение звезды по диаграмме отвечает лишь изменению параметров звезды.

Маленькие, холодные красные  карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности сотни миллиардов лет, в то время  как массивные сверхгиганты уйдут  с главной последовательности уже  через несколько миллионов лет после формирования.

Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной  последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце все ещё  на ней, так как оно находится  в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас  водорода в ядре, она покидает главную  последовательность.

Зрелость

По прошествии определенного  времени — от миллиона до десятков миллиардов лет, в зависимости от начальной массы — звезда истощает водородные ресурсы ядра. В больших  и горячих звёздах это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких  и более холодных. Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций.

Без давления, возникавшего в ходе этих реакций и уравновешивавшего  собственное гравитационное притяжение звезды, звезда снова начинает сжатие, как уже было раньше, в процессе ее формирования. Температура и давление снова повышаются, но, в отличие  от стадии протозвезды, до 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 «разрыхляется», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Таким образом звезда становится красным гигантом, а фаза горения  гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все  красные гиганты являются переменными звёздами. То, что происходит в дальнейшем, вновь зависит от массы звезды.

Старые звёзды с малой массой

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

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

Звезды с массой менее 0,5 солнечной не в состоянии преобразовывать  гелий даже после того, как в  ядре прекратятся реакции с участием водорода — их масса слишком мала для того, чтобы обеспечить новую  фазу гравитационного сжатия до той  степени, которая инициирует «возгорание» гелия. К таким звёздам относятся  красные карлики, такие как Проксима Центавра, срок пребывания которых  на главной последовательности составляет от десятков миллиардов до десятков триллионов лет. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.

Звёзды среднего размера

При достижении звездой  средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных  масс) фазы красного гиганта в ее ядре заканчивается водород и  начинаются реакции синтеза углерода из гелия. Этот процесс идет при более  высоких температурах и поэтому  поток энергии от ядра увеличивается, что приводит к тому, что внешние  слои звезды начинают расширяться. Начавшийся синтез углерода знаменует новый  этап в жизни звезды и продолжается некоторое время. Для звезды по размеру  схожей с Солнцем, этот процесс может занять около миллиарда лет.

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

Реакции сжигания гелия  очень чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой  нестабильности. Возникают сильнейшие пульсации, которые в конечном итоге  сообщают внешним слоям достаточное  ускорение, чтобы быть сброшенными  и превратиться в планетарную  туманность. В центре туманности остаётся оголенное ядро звезды, в котором  прекращаются термоядерные реакции, и  оно, остывая, превращается в гелиевый белый карлик, как правило, имеющий  массу до 0,5-0,6 солнечных и диаметр  порядка диаметра Земли.

Белые карлики

Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и  кислород; каждое из этих событий вызывает серьезную перестройку звезды и  её быстрое перемещение по диаграмме  Герцшпрунга — Рассела. Размер атмосферы  звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков  звёздного ветра. Судьба центральной  части звезды полностью зависит  от её исходной массы: ядро звезды может  закончить свою эволюцию как белый  карлик (маломассивные звёзды); в  случае, если её масса на поздних  стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар); если же масса превышает  предел Оппенгеймера — Волкова —  как чёрная дыра. В двух последних  случаях завершение эволюции звёзд  сопровождается катастрофическими  событиями — вспышками сверхновых.