На тему «Звёзды и их эволюция. Жизненный цикл звезды

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.

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.

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.

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

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.

Созерцая ясное ночное небо вдали от городских огней, нетрудно заметить что Вселенная полна звезд. Каким образом природе удалось создать несметное число этих объектов? Ведь по оценкам только в Млечном Пути около 100 млрд. звезд. Кроме того, звезды рождаются и поныне, 10-20 млрд. лет спустя после образования Вселенной. Как образуются звезды? Каким изменениям подвергается звезда, прежде чем она достигнет устойчивого состояния, как у нашего Солнца?

С точки зрения физики, звезда — это газовый шар

С точки зрения физики, — это газовый шар. Теплота и давление генерируемые в ядерных реакциях — главным образом в реакциях синтеза гелия из водорода — предотвращают сжатие звезды под действием собственной гравитации. Жизнь этого относительно простого объекта проходит по вполне определенному сценарию. Сначала происходит рождение звезды из диффузного облака межзвездного газа, потом идет долгое светопреставление. Но в конце концов, когда все ядерное топливо будет исчерпано, она превратится в слабосветящийся белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру.

Это описание может создать впечатление, что детальный анализ образования и ранних стадий эволюции звезд не должен вызывать существенных трудностей. Но взаимодействие гравитации и теплового давления приводит к тому, что звезды ведут себя непредсказуемым образом.
Рассмотрим, например, эволюцию светимости, то есть изменение количества энергии, испускаемое звездной поверхностью в единицу времени. Внутренняя температура молодой звезды слишком мала для слияния атомов ядер водорода, поэтому ее светимость должна быть относительно низкой. Она может возрасти, когда начнутся ядерные реакции, и лишь потом может постепенно падать. На самом деле очень молодая звезда чрезвычайно яркая. Ее светимость уменьшается с возрастом, достигая временного минимума во время горения водорода.

На ранних стадиях эволюции в звездах происходят разнообразные физические процессы

На ранних стадиях эволюции в звездах происходят разнообразные физические процессы, некоторые из которых еще плохо поняты. Только в последние два десятилетия астрономы начали строить детальную картину эволюции звезд на основе достижений.теории и наблюдений.
Звезды рождаются из больших не наблюдаемых в видимом свете облаков, расположенных в дисках спиральных галактик. Эти объекты астрономы называют гигантскими молекулярными комплексами. Термин «молекулярный» отражает тот факт, что газ в комплексах в основном состоит из водорода в молекулярной форме. Такие облака — самые большие образования в Галактике, иногда достигают более 300 св. лет в поперечнике.

При более тщательном анализе эволюции звезды

При более тщательном анализе обнаруживается, что звезды образуются из отдельных конденсаций — компактных зон -в гигантском молекулярном облаке. Астрономы исследовали свойства компактных зон с помощью больших радиотелескопов — единственных инструментов, способных регистрировать слабое миллимоблаков. Из наблюдений этого излучения следует, что типичная компактная зона имеет диаметр несколько световых месяцев, плотность 30000 молекул водорода на 1 см^ и температуру 10 Кельвинов.
На основе этих значений был сделан вывод, что давление газа в компактных зонах таково, что оно может противостоять сжатию под действием сил самогравитации.

Поэтому, чтобы образовалась звезда, компактная зона должна сжиматься из неустойчивого состояния, причем такого, чтобы силы гравитации превышали внутреннее газовое давление.
Пока еще не ясно, как компактные зоны конденсируются из исходного молекулярного облака и приобретают такое неустойчивое состояние. Тем не менее еще до открытия компактных зон у астрофизиков была возможность смоделировать процесс звездообразования. Уже в 60-х годах теоретики использовали компьютерное моделирование, чтобы определить, как происходит сжатие облаков в неустойчивом состоянии.
Хотя для теоретических расчетов использовался широкий диапазон начальных условий, полученные результаты совпадали: у слишком неустойчивого облака сжимается сначала внутренняя часть, то есть свободному падению подвергаются сначала вещество в центре, а периферийные области остаются стабильными. Постепенно область сжатия распространяется наружу, охватывая все облако.

Глубоко в недрах сжимающийся области начинается эволюция звезд

Глубоко в недрах сжимающийся области начинается звездообразование. Диаметр звезды -всего лишь одна световая секунда, т. е. одна миллионная поперечника компактной зоны. Для таких относительно малых размеров общая картина сжатия облака не существенна, а главную роль здесь играет скорость падения вещества на звезду

Скорость падения вещества может быть разной, но она в прямую зависит от температуры облака. Чем выше температура, тем больше скорость. Вычисления показывают, что масса, равная массе Солнца, может накапливаться в центре сжимающейся компактной зоны за время от 100 тыс. до 1 млн. лет.Тело, образующееся в центре коллапсирующе-го облака, называют протозвездой. С помощью компьютерного моделирования астрономы разработали модель, описывающую строение протозвезды.
Оказалось, что падающий газ ударяется о поверхность протозвезды с очень высокой скоростью. Поэтому образуется мощный ударный фронт (резкий переход к очень высокому давлению). В пределах ударного фронта газ нагревается почти до 1 млн. Кельвинов, затем при излучении у поверхности быстро охлаждается примерно ло 10000 К, образуя слой за слоем протозвезду.

Наличием ударного фронта объясняется высокая яркость молодых звезд

Наличием ударного фронта объясняется высокая яркость молодых звезд. Если масса протоз-везды равна одной солнечной, то ее светимость может превышает солнечную в десять раз. Но она обусловлена не реакциями термоядерного синтеза, как у обычных звезд, а кинетической энергией вещества, приобретаемой в поле гравитации.
Протозвезды можно наблюдать, но не с помощью обычных оптических телескопов.
Весь межзвездный газ, в том числе и тот, из которого образуются звезды, содержит в себе «пыль» — смесь твердых частиц субмикронных размеров. Излучение ударного фронта встречает на своем пути большое число этих частиц, падающих вместе с газом на поверхность протозвезды.
Холодные пылевые частицы поглощают фотоны, испускаемые ударным фронтом, и переизлучают их более длинноволновыми. Это длинноволновое излучение в свою очередь поглощается, а затем переизлучается еще более удаленной пылью. Поэтому пока фотон прокладывают свой путь сквозь облака пыли и газа, его длина волны оказывается в инфракрасном диапазоне электромагнитного спектра. Но уже на расстоянии нескольких световых часов от протозвезды длина волны фотона становится слишком велика, так что пыль не может его поглотить, и он, наконец, может беспрепятственно мчаться к земным телескопам, чувствительным к инфракрасному излучению.
Несмотря на широкие возможности современных детекторов, астрономы не могут утверждать, что телескопы действительно регистрируют излучение протозвезд. По-видимому они глубоко спрятаны в недрах компактных зон, зарегистрированных в радиодиапазоне. Неопределенность в регистрации связана с тем, что детекторы не могут отличить протозвезду от более старших звезд, вкрапленных в газ и пыль.
Для надежного отождествления инфракрасный или радиотелескоп должен обнаружить доплеровское смещение спектральных линий излучения протозвезды. Доплеровское смещение показало бы истинное движение газа, падающего на ее поверхность.
Как только в результате падения вещества масса протозвезды достигает нескольких десятых массы Солнца, температура в центре становится достаточной для начала реакций термоядерного синтеза. Однако термоядерные реакции в протозвездах коренным образом отличаются от реакций в звездах среднего «возраста». Источником энергии таких звезд являются реакции термоядерного синтеза гелия из водорода.

Водород — самый распространенный химический элемент во Вселенной

Водород — самый распространенный химический элемент во Вселенной. При рождении Вселенной (Большом взрыве) этот элемент образовался в обычной форме с ядром, состоящим из одного протона. Но два из каждых 100000 ядер являются ядрами дейтерия, состоящими из протона и нейтрона. Этот изотоп водорода присутствует в современную эпоху в межзвездном газе, из которого он попадает в звезды.
Примечательно, что эта мизерная примесь играет доминирующую роль в жизни протозвезд. Температура в их недрах недостаточна для реакций обычного водорода, которые происходят при 10 млн. Кельвинов. Но в результате гравитационного сжатия температура в центре протозвезды легко может достичь 1 млн. Кельвинов, когда начинается слияние ядер дейтерия, при которых также выделяется колоссальная энергия.

Непрозрачность протозвездного вещества слишком велика

Непрозрачность протозвездного вещества слишком велика, чтобы эта энергия передавалась путем лучистого переноса. Поэтому звезда становится конвективно неустойчивой: нагретые на «ядерном огне» пузыри газа всплывают к поверхности. Эти восходящие потоки уравновешиваются нисходящими к центру потоками холодного газа. Подобные конвективные движения, но в гораздо меньших масштабах, имеют место в комнате с паровым отоплением. В протозвезде конвективные вихри переносят дейтерий с поверхности в ее недра. Таким образом топливо, необходимое для термоядерных реакций, достигает ядра звезды.
Несмотря на очень низкую концентрацию ядер дейтерия, выделяющееся при их слиянии тепло оказывает сильное влияние на протозвезду. Главным следствием реакций горения дейтерия является «разбухание» протозвезды. Из-за эффективного переноса тепла путем конвекции в результате «горения» дейтерия протозвезда увеличивается в размерах, который зависит от ее массы. Протозвезда одной солнечной массы имеет радиус, равный пяти солнечным. При массе, равной трем солнечным, протозвезда раздувается до радиуса, равного 10 солнечным.
Масса типичной компактной зоны больше массы порождаемой ее звезды. Поэтому должен существовать некоторый механизм, удаляющий излишнюю массу и прекращающий падение вещества. Большинство астрономов убеждены, что за это ответственен сильный звездный ветер, вырывающийся с поверхности протозвезды. Звездный ветер сдувает падающий газ в обратном на-правлении и в конце концов рассеивает компактную зону.

Идея звездного ветра

Из теоретических расчетов «идея звездного ветра» не следует. И удивленным теоретикам были предоставлены свидетельства этого явления: наблюдения потоков молекулярного газа, движущихся от инфракрасных источников излучения. Эти потоки связаны с протозвездным ветром. Его происхождение одна из самых глубоких тайн молодых звезд.
Когда рассеивается компактная зона, обнажается объект, который можно наблюдать в оптическом диапазоне — молодая звезда. Как и протозвезда, она имеет высокую светимость, которая в большей мере определяется гравитацией, чем термоядерным синтезом. Давление в недрах звезды предотвращает катастрофический гравитационный коллапс. Однако тепло, ответственное за это давление, излучается со звездной поверхности, поэтому звезда очень ярко светит и медленно сжимается.
По мере сжатия ее внутренняя температура постепенно растет и в конце концов достигает 10 млн. Кельвинов. Тогда начинаются реакции слияния ядер водорода с образованием гелия. Выделяемое тепло создает давление, препятствующее сжатию, и звезда долго будет светить, пока в ее недрах не закончится ядерное топливо.
Нашему Солнцу, типичной звезде, потребовалось около 30 млн. лет на сжатие от протозвездных до современных размеров. Благодаря теплу, выделяемому при термоядерных реакциях, оно сохраняет эти размеры уже в течение примерно 5 млрд. лет.
Так рождаются звезды. Но несмотря на столь явные успехи ученых, позволивших нам узнать одну из многих тайн мироздания, еще многие известные свойства молодых звезд пока полностью не понятны. Это относится к их неправильной переменности, колоссальному звездному ветру, неожиданным ярким вспышкам. На эти вопросы еще нет уверенных ответов. Но эти нерешенные проблемы следует рассматривать как разрывы в цепи, основные звенья которой уже спааяны. И нам удастся замкнуть эту цепь и завершить биографию молодых звезд, если мы найдем ключ, созданный самой природой. И этот ключ мерцает в ясном небе над нами.

Рождение звезды видео:

Как и любые тела в природе, звезды тоже не могут оставаться неизменными. Они рождаются, развиваются и, наконец, «умирают». Эволюция звезд занимает миллиарды лет, а вот по поводу времени их образования ведутся споры. Раньше астрономы считали, что процесс их «рождения» из звездной пыли требует миллионы лет, но не так давно были получены фотографии области неба из состава Большой Туманности Ориона. За несколько лет там возникло небольшое

На снимках 1947 года в этом месте была зафиксирована небольшая группа звездоподобных объектов. К 1954 году некоторые из них уже стали продолговатыми, а еще через пять лет эти объекты распались на отдельные. Так впервые процесс рождения звезд проходил буквально на глазах у астрономов.

Давайте подробно разберем, как проходит строение и эволюция звезд, с чего начинается и чем заканчивается их бесконечная, по людским меркам, жизнь.

Традиционно ученые предполагают, что звезды образуются в результате конденсации облаков газо-пылевой среды. Под действием гравитационных сил из образовавшихся облаков формируется непрозрачный газовый шар, плотный по своей структуре. Его внутреннее давление не может уравновесить сжимающие его гравитационные силы. Постепенно шар сжимается настолько, что температура звездных недр повышается, и давление горячего газа внутри шара уравновешивает внешние силы. После этого сжатие прекращается. Длительность этого процесса зависит от массы звезды и обычно составляет от двух до нескольких сотен миллионов лет.

Строение звезд предполагает очень высокую температуру в их недрах, что способствует беспрерывным термоядерным процессам (водород, который их образует, превращается в гелий). Именно эти процессы являются причиной интенсивного излучения звезд. Время, за которое они расходуют имеющийся запас водорода, определяется их массой. От этого же зависит и длительность излучения.

Когда запасы водорода истощаются, эволюция звезд подходит к этапу образования Это происходит следующим образом. После прекращения выделения энергии гравитационные силы начинают сжимать ядро. При этом звезда значительно увеличивается в размерах. Светимость также возрастает, поскольку процесс продолжается, но только в тонком слое на границе ядра.

Этот процесс сопровождается повышением температуры сжимающегося гелиевого ядра и превращением ядер гелия в ядра углерода.

По прогнозам, наше Солнце может превратиться в красного гиганта через восемь миллиардов лет. Радиус его при этом увеличится в несколько десятков раз, а светимость вырастет в сотни раз по сравнению с нынешними показателями.

Продолжительность жизни звезды, как уже отмечалось, зависит от ее массы. Объекты с массой, которая меньше солнечной, очень экономно «расходуют» запасы своего поэтому могут светить десятки миллиардов лет.

Эволюция звезд заканчивается образованием Это происходит с теми из них, чья масса близка к массе Солнца, т.е. не превышает 1,2 от нее.

Гигантские звезды, как правило, быстро истощают свой запас ядерного горючего. Это сопровождается значительной потерей массы, в частности, за счет сброса внешних оболочек. В результате остается только постепенно остывающая центральная часть, в которой ядерные реакции полностью прекратились. Со временем такие звезды прекращают свое излучение и становятся невидимыми.

Но иногда нормальная эволюция и строение звезд нарушается. Чаще всего это касается массивных объектов, исчерпавших все виды термоядерного горючего. Тогда они могут преобразовываться в нейтронные, или И чем больше ученые узнают об этих объектах, тем больше возникает новых вопросов.