Эволюция звезд большой и малой массы. Жизненный путь рядовой звезды

Внутренняя жизнь звезды регулируется воздействием двух сил: силы притяжения, которая противодействует звезде, удерживает ее, и силы, освобождающейся при происходящих в ядре ядерных реакциях. Она, наоборот, стремится “вытолкнуть” звезду в дальнее пространство. Во время стадий формирования плотная и сжатая звезда находится под сильным воздействием гравитации. В результате происходит сильное нагревание, температура достигает 10-20 миллионов градусов. Этого достаточно для начала ядерных реакций, в результате которых водород превращается в гелий.

Затем в течении длительного периода две силы уравновешивают друг друга, звезда находится в стабильном состоянии. Когда ядерное горючее ядра понемногу иссякает, звезда вступает в фазу нестабильности, две силы противоборствуют. Для звезды наступает критический момент, в действие вступают самые разные факторы – температура, плотность, химический состав. На первое место выступает масса звезды, именно от нее зависит будущее этого небесного тела – или звезда вспыхнет, как сверхновая, или превратится в белого карлика, нейтронную звезду или в черную дыру.

Как иссякает водород

Только очень крупные среди небесных тел (примерно в 80 раз превышающие массу Юпитера) становятся звездами, меньшие (примерно в 17 раз меньше Юпитера) становятся планетами. Есть и тела средней массы, они слишком крупные, чтобы относиться к классу планет, и слишком маленькие и холодные для того, что бы в их недрах происходили ядерные реакции, характерные для звезд.

Эти небесные тела темного цвета обладают слабой светимостью, их довольно сложно различить на небе. Они получили название “коричневые карлики”.

Итак, звезда формируется из облаков, состоящих из межзвездного газа. Как уже отмечалось, довольно длительное время звезда пребывает в уравновешенном состоянии. Затем наступает период нестабильности. Дальнейшая судьба звезды зависит от различных факторов. Рассмотрим гипотетическую звезду небольшого размера, масса которой составляет от 0,1 до 4 солнечных масс. Характерной чертой звезд, имеющих малую массу, является отсутствие конвекции во внутренних слоях, т.е. вещества, входящие в состав звезды, не смешиваются, как это происходит у звезд, обладающих большой массой.

Это означает, что, когда водород в ядре заканчивается, новых запасов этого элемента во внешних слоях нет. Водород, сгорая, превращается в гелий. Понемногу ядро разогревается, поверхностные слои дестабилизируют собственную структуру, и звезда, как можно видеть по диаграмме Г-Р, медленно выходит из фазы Главной последовательности. В новой фазе плотность материи внутри звезды повышается, состав ядра “дегенерирует”, в результате появляется особая консистенция. Она отличается от нормальной материи.

Видоизменение материи

Когда материя видоизменяется, давление зависит только от плотности газов, а не от температуры.

На диаграмме Герцшпрунга – Ресселла звезда сдвигается вправо, а затем вверх, приближаясь к области красных гигантов. Ее размеры значительно увеличиваются, и из-за этого температура внешних слоев падает. Диаметр красного гиганта может достигать сотни миллионов километров. Когда наше войдёт в эту фазу, оно “проглотит” или и Венеру, а если не сможет захватить и Землю, то разогреет её до такой степени, что жизнь на нашей планете перестанет существовать.

За время эволюции звезды температура ее ядра повышается. Сначала происходят ядерные реакции, затем по достижении оптимальной температуры начинается плавление гелия. Когда это происходит, внезапное повышение температуры ядра вызывает вспышку, и звезда быстро перемещается в левую часть диаграммы Г-Р. Это так называемый “helium flash”. В это время ядро, содержащее гелий, сгорает вместе с водородом, который входит в состав оболочки, окружающей ядро. На диаграмме Г-Р эта стадия фиксируется продвижением вправо по горизонтальной линии.

Последние фазы эволюции

При трансформации гелия в углерод ядро видоизменяется. Его температура повышается до тех пор (если звезда крупная), пока углерод не начнет гореть. Происходит новая вспышка. В любом случае во время последних фаз эволюции звезды отмечается значительная потеря ее массы. Это может происходить постепенно или резко, во время вспышки, когда внешние слои звезды лопаются, как большой пузырь. В последнем случае образуется планетарная туманность – оболочка сферической формы, распространяющаяся в космическом пространстве со скоростью в несколько десятков или даже сотен км/сек.

Конечная судьба звезды зависит от массы, оставшейся после всего происходящего в ней. Если она во время всех превращений и вспышек выбросила много материи и ее масса не превышает 1,44 солнечной массы, звезда превращается в белого карлика. Эта цифра носит название “лимит Чандра - секара” в честь пакистанского астрофизика Субрахманьяна Чандрасекара. Это максимальная масса звезды, при которой катастрофический конец может не состоятся из-за давления электронов в ядре.

После вспышки внешних слоев ядро звезды остается, и его поверхностная температура очень высока – порядка 100 000 °К. Звезда двигается к левому краю диаграммы Г-Р и спускается вниз. Ее светимость уменьшается, так как уменьшаются размеры.

Звезда медленно доходит до зоны белых карликов. Это звезды небольшого диаметра (как наша ), но отличающиеся очень высокой плотностью, в полтора миллиона раз больше плотности воды. Кубический сантиметр вещества, из которого состоит белый карлик, на Земле весил бы около одной тонны!

Белый карлик представляет собой конечную стадию эволюции звезды, без вспышек. Она понемногу остывает.

Ученые полагают, что конец белого карлика проходит очень медленно, во всяком случае, с начала существования Вселенной, похоже, ни один белый карлик не пострадал от “термической смерти”.

Если же звезда крупная, и ее масса больше Солнца, она вспыхнет, как сверхновая. Во время вспышки звезда может разрушиться полностью или частично. В первом случае от нее останется облако газа с остаточными веществами звезды. Во втором – остается небесное тело высочайшей плотности – нейтронная звезда или черная дыра.

Термоядерный синтез в недрах звёзд

В это время для звёзд массой больше, чем 0.8 масс Солнца, ядро становится прозрачным для излучения, и возобладает лучистый перенос энергии в ядре, а наверху оболочка остается конвективной. Какими прибывают на главную последовательность звёзды меньшей массы, достоверно никто не знает, так как время нахождения этих звёзд в разряде молодых превышает возраст Вселенной. Все наши представления об эволюции этих звёзд держатся на численных расчетах.

По мере сжатия звезды, начинает увеличиваться давление вырожденного электронного газа и на каком-то радиусе звезды это давление останавливает рост центральной температуры, а затем начинает ее понижать. И для звёзд меньше 0.08 это оказывается фатальным: выделяющейся энергии в ходе ядерных реакций никогда не хватит, чтобы покрыть расходы на излучение. Такие недо-звёзды получили название коричневые карлики , и их судьба - это постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, а затем - постепенное остывание с остановкой всех 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 биполярные джеты. Скорость истечения, светимость и эффективная температура существенно больше, чем для τ Тельца , поэтому они эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного облака.

Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс

На самом деле это уже нормальные звёзды. Пока накапливалась масса гидростатического ядра, звезда успела проскочить все промежуточные стадии и разогреть ядерные реакции до такой степени, чтоб они компенсировали потери на излучение. У данных звёзд истечения массы и светимость настолько велика, что не просто останавливает коллапсирование оставшихся внешних областей, но толкает их обратно. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд больше чем 100-200 массы Солнца.

Середина жизненного цикла звезды

Среди сформировавшихся звёзд встречается огромное многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе - от 0,08 до более чем 200 солнечных масс. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется массой. Все, новые звезды «занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе. Речь не идёт о физическом перемещении звезды - только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. То есть, речь идёт, фактически, лишь об изменении параметров звезды.

То, что происходит в дальнейшем, вновь зависит от массы звезды.

Поздние годы и гибель звёзд

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, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.

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

Но звезда с массой менее 0,5 солнечной никогда не будет в состоянии синтезировать гелий даже после того, как в ядре прекратятся реакции с участием водорода. Звёздная оболочка у них недостаточно массивна, чтобы преодолеть давление, производимое ядром. К таким звёздам относятся красные карлики (такие как Проксима Центавра), срок пребывания которых на главной последовательности составляет сотни миллиардов 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 , её внешние слои продолжают расширяться, ядро сжиматься, и начинаются реакции синтеза углерода из гелия . Синтез высвобождает много энергии, давая звезде временную отсрочку. 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 солнечных 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 достаточно кинетической энергии , чтобы быть выброшенными и превратиться в планетарную туманность . В центре туманности остаётся ядро звезды, которое, остывая, превращается в гелиевый белый карлик , как правило, имеющий массу до 0,5-0,6 солнечных и диаметр порядка диаметра Земли .

Белые карлики

Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию . В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды , звезду называют белым карликом . Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.

У звезд более массивных, чем Солнце , давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны , упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 100 млн раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой ; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества.

Сверхмассивные звёзды

После того, как внешние слои звезды, с массой большей чем пять солнечных, разлетелись образовав красный сверхгигант , ядро вследствие сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия увеличиваются температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются тяжёлые элементы, что временно сдерживает коллапс ядра.

В конечном итоге, по мере образования всё более тяжёлых элементов периодической системы , из кремния синтезируется железо -56. Вплоть до этого момента синтез элементов высвобождал большое количество энергии, однако именно ядро железа -56 обладает максимальным дефектом массы и образование более тяжёлых ядер невыгодно. Поэтому когда железное ядро звезды достигает определённой величины, то давление в нём уже не в состоянии противостоять колоссальной силе гравитации, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества.

То что происходит в дальнейшем, не до конца ясно. Но что бы это ни было, это в считанные секунды приводит к взрыву сверхновой звезды невероятной силы.

Сопутствующий этому всплеск нейтрино провоцирует ударную волну . Сильные струи нейтрино и вращающееся магнитное поле выталкивают большую часть накопленного звездой материала - так называемые рассадочные элементы, включая железо и более лёгкие элементы. Разлетающаяся материя бомбардируется вырываемыми из ядра нейтронами, захватывая их и тем самым создавая набор элементов тяжелее железа, включая радиоактивные, вплоть до урана (а возможно, даже до калифорния). Таким образом, взрывы сверхновых объясняют наличие в межзвёздном веществе элементов тяжелее железа.

Взрывная волна и струи нейтрино уносят материал прочь от умирающей звезды в межзвёздное пространство. В последующем, перемещаясь по космосу, этот материал сверхновой может столкнуться с другим космическим мусором, и возможно, участвовать в образовании новых звёзд, планет или спутников.

Процессы, протекающие при образовании сверхновой, до сих пор изучаются, и пока в этом вопросе нет ясности. Также стоит под вопросом, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта:

Нейтронные звёзды

Известно, что в некоторых сверхновых сильная гравитация в недрах сверхгиганта заставляет электроны упасть на атомное ядро, где они, сливаясь с протонами , образуют нейтроны . Электромагнитные силы, разделяющие близлежащие ядра, исчезают. Ядро звезды теперь представляет собой плотный шар из атомных ядер и отдельных нейтронов.

Такие звёзды, известные, как нейтронные звёзды, чрезвычайно малы - не более размера крупного города, и имеют невообразимо высокую плотность. Период их обращения становится чрезвычайно мал по мере уменьшения размера звезды (благодаря сохранению момента импульса). Некоторые совершают 600 оборотов в секунду. Когда ось, соединяющая северный и южный магнитный полюса этой быстро вращающейся звезды, указывает на Землю, можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звезды получили название «пульсары », и стали первыми открытыми нейтронными звёздами.

Чёрные дыры

Далеко не все сверхновые становятся нейтронными звёздами. Если звезда обладает достаточно большой массой, то коллапс звезды продолжится и сами нейтроны начнут обрушиваться внутрь, пока её радиус не станет меньше Шварцшильдовского . После этого звезда становится чёрной дырой.

Существование чёрных дыр было предсказано общей теорией относительности . Согласно ОТО материя и информация не может покидать чёрную дыру ни при каких условиях. Тем не менее, квантовая механика делает возможным исключения из этого правила.

Остаётся ряд открытых вопросов. Главный среди них: «А есть ли черные дыры вообще?» Ведь чтобы сказать точно, что данный объект это черная дыра необходимо наблюдать его горизонт событий. Все попытки это сделать оканчивались провалом. Но надежда пока есть, так как некоторые объекты нельзя объяснить без привлечения аккреции , причем аккреции на объект без твердой поверхности, но само существование черных дыр это не доказывает.

Также открыты вопросы: возможен ли коллапс звезды непосредственно в чёрную дыру, минуя сверхновую? Существуют ли сверхновые, которые впоследствии станут чёрными дырами? Каково точное влияние изначальной массы звезды на формирование объектов в конце её жизненного цикла?

Звезды с массой, не сильно отличающейся от массы Солнца (а таких звезд - большинство), заканчивают свою жизнь сравнительно «мирно» - без взрывов.

Образовавшийся из них белый карлик постепенно остывает, становясь в конце концов невидимой звездой. Но это происходит чрезвычайно медленно, так как из-за очень малой поверхности белый карлик излучает энергию очень медленно. К тому же его остывание несколько «притормаживается» гравитационным сжатием, которое продолжает «подогревать» белый карлик. Длительность пребывание звезды в стадии белого карлика и объясняет «населенность» этой области на диаграмме «температура-светимость».

Картина неизбежного остывания белого карлика кажется довольно грустной, но, оказывается, это не всегда конец жизни звезды. Если вблизи белого карлика есть другая звезда, у него может начаться новая жизнь с гигантскими «фейерверками». Об этом мы расскажем ниже.

Строение и эволюция Вселенной. 2014

• Главное в главе 9. Звезды, галактики, Вселенная
  Учебник по Физике для 11 класса ->
• 3. Эволюция звезд разной массы
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Эволюция звезды на диаграмме «температура-светимость»
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• ГАЛИЛЕЙ ГАЛИЛЕО (1564-1642)
  Интересное о физике ->
• Как связано число молекул с массой вещества и его молярной массой?
  Учебник по Физике для 10 класса ->
• Относительная молекулярная (атомная) масса
  Учебник по Физике для 10 класса -> Молекулярная физика и термодинамика
• Вопросы и задачи к главе «Динамика»
  Учебник по Физике для 10 класса -> Механика
• Вопросы и задания к параграфу § 39. Судьбы звезд
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Нейтронные звезды
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Как зависит время жизни звезды от ее массы?
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Светимость звезды
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Глава 9. Звезды, галактики, Вселенная
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Выход энергии из недр на поверхность Солнца
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Искусственный спутник Земли
  Иллюстрации по физике для 10 класса -> Динамика
• Движение земли вокруг солнца
  Иллюстрации по физике для 10 класса -> Кинематика
• Решение к задаче 9. Суммарная кинетическая энергия молекул газа
  Учебник по Физике для 10 класса -> Молекулярная физика и термодинамика
• Решение к задаче 7. Уравнение состояния для переменной массы газа (уравнение Менделеева-Клапейрона)
  Учебник по Физике для 10 класса -> Молекулярная физика и термодинамика
• Кинетическая энергия
  Учебник по Физике для 10 класса -> Механика
• Как двигались бы планеты, если бы их не притягивало солнце?
  Учебник по Физике для 10 класса -> Механика
• Движение по окружности под действием силы тяжести (искусственный спутник Земли). Первая космическая скорость
  Учебник по Физике для 10 класса -> Механика
• Вопросы и задания к параграфу § 41. Происхождение и эволюция Вселенной
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• § 41. Происхождение и эволюция Вселенной
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Квазары
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Двойные звезды
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Эволюция двойных звезд
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Эволюция звезды с массой, большей массы Солнца
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• § 39. Судьбы звезд
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Главное в главе 8. Солнечная система
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Поверхность Солнца
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• 2. Строение Солнца
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Термоядерный синтез
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Температура Солнца
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• 3. Размеры Солнца и планет
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Заканчивается ли солнечная система Плутоном?
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Расстояние до Солнца и размеры планетных орбит
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• 3. Влияние радиации на живые организмы
  Учебник по Физике для 11 класса -> Квантовая физика
• 
  Учебник по Физике для 11 класса -> Квантовая физика
• Открытие нейтрона
  Учебник по Физике для 11 класса -> Квантовая физика
• 1. Применение лазеров
  Учебник по Физике для 11 класса -> Квантовая физика
• Взаимодействие прямолинейных проводников с токами
  Учебник по Физике для 11 класса -> Электродинамика
• Строение Солнца
  Иллюстрации по физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Нейтронные звезды
  Интересное о физике -> Энциклопедия по физике
• Эволюция звезд
  Интересное о физике -> Энциклопедия по физике
• Светимость звезды
  Интересное о физике -> Энциклопедия по физике
• Соотношение между массой и энергией
  Интересное о физике -> Энциклопедия по физике
• Вес тела, движущегося с ускорением
  Интересное о физике -> Энциклопедия по физике
• ЭЙНШТЕЙН АЛЬБЕРТ (1879-1955)
  Интересное о физике -> Рассказы об ученых по физике
• ХАББЛ ЭДВИН ПАУЭЛЛ (1889-1953)
  Интересное о физике -> Рассказы об ученых по физике
• ГЕРШЕЛЬ УИЛЬЯМ (1738-1822)
  Интересное о физике -> Рассказы об ученых по физике

УРОК №26. ЖИЗНЕННЫЙ ПУТЬ РЯДОВОЙ ЗВЕЗДЫ.

1. Бесшабашная юность - начальная стадия эволюции звезд.

- гравитационное сжатие;

- протозвезды;

- области звездообразования;

- протозвезды на диаграмме Г-Р;

2. Стабильная зрелость - стадия главной последовательности.

- механизм саморегуляции звезд;

-модели звезд различных классов;

3. Неспокойная старость – уход с главной последовательности.

- красные гиганты и белые карлики;

- бесславный конец.

1. Начальная стадия эволюции звезд

Согласно современным представлениям, звезды рождаются из газопылевой диффузной среды в результате процесса гравитационного сжатия отдельных газовых облаков под действием собственного тяготения. Температура вещества при переходе от молекулярных облаков к звездам возрастает в миллионы раз, а плотность – в 1020 раз.

Гравитационное сжатие начинается в наиболее плотных областях межзвездного газа. Сжатие возникает как следствие гравитационной неустойчивости, идея которой была высказана еще Ньютоном. Позже Джинс показал, что бесконечная однородная среда неустойчива, и из простого физического критерия определил минимальные размеры облаков, в которых может начаться самопроизвольное сжатие. Этот критерий - отрицательная полная энергия облака. Е0=Еграв+Етепл<0. При этом максимальный размер устойчивого облака Lj и его масса Mj зависит от плотности частиц n и их температуры T :https://pandia.ru/text/78/308/images/image002_210.gif" width="109" height="31 src=">. Массы таких облаков должны быть не меньше 1000 масс Солнца. Однако звезд с такими массами нет. Это связано с тем, что как только начинается сжатие в какой-то области облака, там увеличивается плотность, а температура поначалу почти не меняется. Такое изотермическое сжатие приводит к уменьшению критерия устойчивости Lj , а это, значит, что неустойчивость возникнет уже в более мелких масштабах. Внутри сжимающегося облака образуются новые центры сжатия – явление каскадной фрагментации облака.

Пока облако достаточно разрежено оно легко пропускает через себя гравитационную энергию, высвобождающуюся при сжатии, в виде инфракрасных квантов, испускаемых атомами. Гравитационное сжатие прекращается тогда, когда плотность облака возрастает настолько, что вещество становится непрозрачным к собственному излучению, которое начинает накапливаться в облаке и нагревать газ. Так в глубинах сжимающегося облака возникает устойчивое дозвездное тело – протозвезда.

Протозвезда. Рассмотрев в общих чертах начало процесса формирования протозвезд, мы имеем два важных результата, доступных проверке наблюдениями. Во-первых, становится ясно, почему звезды преимущественно возникают группами, в виде звездных скоплений. Число звезд в скоплениях, так же в согласии с наблюдениями должно быть порядка 1000 штук, если считать что в среднем звезды образуются с массами, близкими к солнечной. Во-вторых, можно понять, почему массы звезд заключены в сравнительно узких пределах, связанных с критерием Джинса.

Когда разогрев центрального сгущения окажется достаточным, чтобы возникшее газовое давление противостояло гравитации, сжатие этого сгущения прекращается, и основным процессом становится аккреция, т. е. падение вещества из облака на сформировавшееся ядро. Именно этот процесс максимально влияет на разброс масс звезд. В результате аккреции масса звезды постепенно увеличивается, а значит, растет температура и светимость звезды. На этом этапе протозвезда оказывается изолированной от внешней среды плотной и непрозрачной для видимого излучения оболочной. Такие объекты получили названия «звезд-коконов». Они перерабатывают горячее излучение протозвезды в мощное инфракрасное излучение. При дальнейшем росте массы растет и давление излучения протозвезды, которое рано или поздно остановит аккрецию вещества, а затем и начнет отталкивать остатки облака, не дав возможности им упасть на ядро. Из равенства силы гравитации силе светового давления Fизл=Fграв можно определить максимально возможную светимость L, которая для звезды с массой 100М8 равна 3–106L8, что соответствует наблюдаемым максимальным светимостям стационарных звезд главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела.

Очищенная от остатков оболочки звезда в это время переходит в гидростатическое равновесие за счет того, что при достаточно большой массе в ее недрах включается новый собственный источник энергии – термоядерные реакции. В это время звезда окончательно переходит на главную последовательность, на которой и остается большую часть своей жизни.

Области звездообразования. Гигантские молекулярные облака с массами, большими 105 массы Солнца (их известно более 6 000 в Галактике), содержат 90 % всего молекулярного газа Галактики. Именно с ними связаны области звездообразования. Рассмотрим две из них.

Туманность Орел - облако межзвездного газа, нагретого свечением нескольких горячих звезд типа O или B, в котором мы вживую можем наблюдать процессы рождения звезд. Расположена она в 6000 световых лет от нас в созвездии Змеи. Скопление звезд на фоне Орла сформировалось в этой газовой туманности, оно и является причиной, вызывающей ее свечение. В наше время образование звезд продолжается вблизи "туловища слона". Маленькие, темные области, возможно, являются протозвездами. Их еще называют звездными яйцами. Звезды внутри туманности имеют возраст лишь около 5,5 миллионов лет. В центре туманности выделяются так называемые газовые Столбы. Это области звездообразования, состоящие почти из одного молекулярного водорода . Выделяющиеся оконечности столбов (слоновьи хоботы) несколько больше нашей Солнечной Системы. Часто в вершинах этих конусов располагаются глобулы – небольшие плотные темные газопылевые туманности, в которых уже начался процесс гравитационного сжатия. В некоторых глобулах наблюдаются объекты Хербига-Аро звездообразные сгущения обнаруженные в 1954 году, хотя на фотографиях за несколько лет до этого они отсутствовали. Это – первое, из непосредственно наблюдавшихся на наших глазах, следствие процесса звездообразования.

Туманность Ориона находится в центре "меча" в созвездии Ориона. Она может наблюдаться без всяких оптических инструментов, но при помощи хорошего телескопа вид ее впечатляет гораздо больше. М42 - ярчайшая из видимых с Земли туманностей. Расстояние до нее световых лет - приблизительное. Внутри Туманности Ориона рождается много новых звезд, кроме того, с помощью инфракрасных фотографий были открыты несколько протопланетных облаков - образующихся планетных систем. Уже 15-сантиметровые телескопы позволяют увидеть в сердце туманности - так называемую Трапецию - четыре звезды, расположенных в углах воображаемой равнобокой трапеции. Эти звезды - одни из самых молодых, среди нам известных. Их возраст около лет. Туманность в Орионе содержит кроме обычных для туманностей газов (водорода и гелия), кислород и даже некоторые молекулярные соединения, в том числе и органические. Этот грандиозный газопылевой комплекс является крупнейшим в Галактике.

Теплоэнергетика" href="/text/category/teployenergetika/" rel="bookmark">тепловой энергии , и температура растет. Для обычных тел, не имеющих собственных источников энергии, потери на излучение сопровождаются охлаждением, и их теплоемкость положительна. Отрицательная теплоемкость звезды вместе с сильной зависимостью энерговыделения от температуры приводит к тому, что звезды главной последовательности оказываются саморегулирующимися системами. Действительно, случайное понижение температуры приводит не только к замедлению термоядерной реакции, но и к уменьшению внутреннего давления, и гравитационные силы начинают сжимать звезду. Как было сказано выше половина выделяющейся при сжатии энергии идет на увеличение температуры, что сразу восстанавливает уровень замедлившейся ядерной реакции, а с ним и давления. Аналогичная компенсация возникает и при случайном перегреве звезды. Благодаря саморегулируемости на стадии главной последовательности звезды находятся в тепловом равновесии, при котором ядерной энергии выделяется ровно столько, сколько необходимо, чтобы компенсировать потери на излучение. И так, мы имеем саморегулирующийся термоядерный реактор, который, к сожалению, не можем пока повторить на Земле.

Модели звезд различных классов. В начале стадии главной последовательности звезда однородна по химсоставу – это неизбежное следствие сильного перемешивания на стадии протозвезды. В дальнейшем на протяжении всей стадии главной последовательности в результате выгорания водорода в центральных областях растет содержание гелия. Когда водород там полностью выгорает, звезда уходит с главной последовательности в область гигантов или при больших массах - сверхгигантов.

По мере продвижения вверх по главной последовательности радиусы и массы звезд увеличиваются, температура в их недрах также постепенно возрастает. От значения температуры сильно зависит характер ядерных реакций в недрах звезды, а также темп энерговыделения. У звезд поздних спектральных классов G, K, M, как и в Солнце, выделение ядерной энергии в основном происходит в результате протон-протонного цикла. У горячих звезд ранних спектральных классов, в недрах которых температура выше, идут реакции углеродного цикла, при которых светимость значительно больше, что приводит значительно более быстрой эволюции. Отсюда следует, что горячие звезды, наблюдаемые в стадии главной последовательности, имеют сравнительно небольшой возраст.

Поскольку выделение энергии при углеродном цикле пропорционально аж 20 степени температуры, то вблизи центра при таком огромном энерговыделении лучистый перенос не справляется с задачей отвода энергии, поэтому в переносе энергии участвует само вещество, активно перемешиваясь, и в недрах массивных звезд возникают конвективные зоны. Слои звезды, окружающие конвективное ядро, находятся в лучистом равновесии, подобно тому, как это имеет место на Солнце.

Звезды нижней части ГП по своему строению подобны Солнцу. При протон-протонной реакции мощность энерговыделения зависит от температуры слабее, чем при углеродной цикле (примерно как Т4). В центре звезды конвекция не возникает, и энергия переносится излучением. Зато из-за сильной непрозрачности более холодных наружных слоев у звезд этой части ГП образуются протяженные наружные конвективные зоны. Чем холоднее звезда, тем на большую глубину происходит перемешивание. Если у Солнца только 2% массы приходится на слои, охваченные конвекцией, то карлик спектрального класса М практически весь конвективен.

Как видно из последних двух столбцов таблицы, время жизни звезд на ГП примерно на два порядка больше продолжительности стадии гравитационного сжатия. Это объясняет, почему на ГП располагается большинство наблюдаемых звезд. Согласно этой же таблице, эволюция массивных звезд происходит на четыре порядка быстрее, чем звезд с наименьшими массами. Поэтому более массивные звезды быстрее переходят в область гигантов и сверхгигантов, чем звезды поздних спектральных

классов. Надо сказать, что звезды с массами меньше солнечной за все время существования нашей Галактики еще не закончили стадию ГП, а объекты наименьших возможных звездных масс, даже не достигли еще ГП.

3. Уход с главной последовательности

Красные гиганты и белые карлики. Как видно из рисунка, после ухода с ГП эволюция звезд имеет весьма сложный характер, сильно зависящий от исходного значения массы. Эволюционные треки звезд средних масс сходны между собой и на них выделяются следующие этапы:

1. Уход с ГП. Образования гелиевого ядра при выгорании водорода приводит к увеличению молярной массы. В результате падает давление, начинается сжатие звезды, рост температуры, а, следовательно, и светимости, но эффективная температура падает, и звезда уходит вправо и вверх с ГП.

2. Общее сжатие. Когда доля массы водорода в ядре уменьшается до 1%, источником энергии снова на короткое время становится гравитационное сжатие, температура в недрах и светимость растут, трек круто идет резко влево и вверх.

3.Образование слоевого источника энергии. В результате разогрева от сжатия загораются остатки водорода вокруг гелиевого ядра. Возникает новая структура звезды, в которой энерговыделение происходит не в ядре, а в тонком слое вокруг него.

4. Фаза красного гиганта. Выделение энергии в тонком слое приводит к снижению эффективной температуры. Звезда сильно «разбухает» и уходит в область красных гигантов. Масса ядра растет, но гелий еще не «горит».

5. Горение гелия. Гелиевое ядро продолжает расти и разогреваться. Начинается реакция горения гелия. Звезда перемещается в сторону ГП до тех пор пока не истощатся запасы гелия, после чего вокруг образовавшегося углеродного ядра возникает слоевой гелиевый источник, опять разбухает оболочка и звезда возвращается в область гигантов. Далее для тяжелых звезд с массой > 10 М8 возможно образование нескольких слоевых источников с постепенным образованием элементов вплоть до железного пика. Их судьбу рассмотрим позже. Важной особенностью эволюционных путей является то обстоятельство, что они хотя бы однажды, а некоторые и неоднократно, пересекают зону нестабильности. Звезды на это время становятся физическими переменными с периодическим изменением радиуса.

Бесславный конец. Вернемся к жизни рядовой звезды. Чем массивнее была звезда, тем большее гелиевое ядро в ней образуется. Тем больше силы, стремящиеся его сжать. Тем больше давление в ядре и его температура. Если эта температура достаточно высока, то начинаются ядерные реакции синтеза углерода из гелия, правда, это не характерно для рядовых звезд с массой, не превосходящей 10 масс Солнца. Когда условия в ядре звезды становятся непригодными для продолжения реакций синтеза, ядро не в силах больше сдерживать гравитационные силы и резко сжимается до размеров Земли. Оболочка звезды (верхние ее слои) отрываются от ядра и уносятся в пространство. Она ярко светится под действием мощного излучения звезды. Когда такие светящиеся газовые пузыри были впервые обнаружены, они были названы планетарными туманностями , поскольку они часто выглядят как планетные диски. За сотни тысяч лет такие туманности полностью рассеиваются.

Ядро, достигнув, весьма типичных для умирающих звезд, размеров Земли, больше не может сжиматься, в так как нем произошла структурная перестройка. Электроны, ранее принадлежавшие отдельным атомам, в такой плотной "упаковке" уже нельзя отнести к тому или иному конкретному ядру атома, они как бы становятся общими, свободно перемещаясь, как в металле. Говорят, что вещество в этом случае находится в состоянии нерелятивистского вырожденного электронного газа, при котором давление внутри звезды не зависит от температуры, а зависит только от плотности. Давление электронного газа способно уравновесить силы гравитационного сжатия и поэтому дальнейшее сжатие прекращается, не смотря на отсутствие термоядерной реакции в ядре. Такой объект называется белым карликом . Связь между давлением и температурой в белом карлике описывается уже не уравнением Менделеева - Клайперона, а квантово - механическим уравнением. Ядра белых карликов состоят либо из вырожденного Не, либо из вырожденных С и О, либо из вырожденных О-Ne-Mg, в зависимости от исходной массы звезды. В результате мы получили маленькую и очень горячую звезду, которая имеет огромную плотность. Стакан вещества белого карлика весит тысячи тонн. Итак, красный гигант, расширившийся настолько, что потерял свои внешние слои, превращается в белого карлика c типичной для звезд массой (до 1,4 масс Солнца) и размерами, типичными для планет. Белые карлики за миллиарды лет просто остывают, медленно отдавая тепло в пространство и постепенно превращаясь в абсолютно мертвые останки – черные карлики . Таков бесславный конец рядовой звезды.

Д. З.§ 27.

Вопросы экспресс-опроса.

1. Где в нашей галактике происходит образование звезд?

2. Что такое планетарная туманность?

3. Что является результатом эволюции звезд типа Солнца?

4. В какой объект превращается белый карлик?

5. Какие объекты являются областями звездообразования в Галактике?

6. Что такое протозвезда?

7. Какие реакции происходят в звезде на стадии главной последовательности?

8. В какой момент жизни звезда становится красным гигантом?

9. Что такое черный карлик?

10. Почему прекращается сжатие белого карлика?

1. Туманность Орел в созвездии Змеи – М16.

2. Туманность Орион – М42.

3. Планетарная туманность «Улитка» - NGC 7293.

4. Планетарная туманность «Гантели» - М27.

5. Планетарная туманность «Бабочка» - NGC 6302.

6. Планетарная туманность «Песочные часы»- MyCn18.

7. Планетарная туманность «Эскимос» - NGC 2392.

8. Планетарная туманность «Череп» - NGC 246.

Привет дорогие читатели! Хотелось бы поговорить о прекрасном ночном небе. Почему о ночном? Спросите Вы. Потому, что на нем ярко видны звезды, эти прекрасные светящиеся маленькие точки на черно-синем фоне нашего неба. Но на самом деле они не маленькие, а просто огромные, а из -за большого расстояния кажутся такими крохотными .

Кто-нибудь из Вас представлял себе как рождаются звезды, как проживают свою жизнь, какая она у них вообще? Я предлагаю Вам сейчас прочесть эту статью и по ходу представить эволюцию звезд. Я подготовила парочку видео для наглядного примера 😉

Небо усеяно множеством звезд, среди которых разбросаны огромные облака пыли и газов, водорода в основном. Звезды рождаются именно в таких туманностях, или межзвездных областях.

Звезда живет настолько долго (до десятков миллиардов лет), что астрономам не под силу проследить жизнь от начала и до конца, хотя бы одной из них. Но зато у них есть возможность наблюдать за разными стадиями развития звезд.

Ученные объединили полученные данные, и смогли проследить за этапами жизни типичных звезд: момент рождения звезды в межзвездном облаке, ее молодость, средний возраст, старость и иногда весьма эффектную смерть.

Рождение звезды.

Возникновение звезды начинается с уплотнения вещества внутри туманности. Постепенно, образовавшееся уплотнение, уменьшается в размерах, сжимаясь под воздействием гравитации. Во время этого сжатия, или коллапса , выделяется энергия, которая разогревает пыль и газ и вызывает их свечение.

Возникает так называемая протозвезда . Температура и плотность вещества в ее центре, или ядре максимальные. Когда температура достигает отметки около 10 000 000°С, в газе начинают протекать термоядерные реакции.

Ядра атомов водорода начиняют соединяться и превращаются в ядра атомов гелия. При таком синтезе выделяется огромное количество энергии. Эта энергия, в процессе конвекции, переносится в поверхностный слой, а потом, в виде света и тепла излучается в космос. Таким вот образом, протозвезда превращается в настоящую звезду.

Излучение, которое исходит из ядра, разогревает газовую среду, создавая давление, которое направленное вовне, и таким образом, препятствуя гравитационному коллапсу звезды.

Результатом является, то, что она обретает равновесие, то есть имеет постоянные размеры, постоянную поверхностную температуру и постоянное количество выделяемой энергии.

Астрономы звезду на этой стадии развития называют звездой главной последовательности , таким образом, указывая место, которое она занимает на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла. Эта диаграмма выражает связь между температурой звезды и светимостью.

Протозвезды, имеющие небольшую массу, никогда не разогреваются до температур, которые необходимы для начала термоядерной реакции. Эти звезды, в результате сжатия, превращаются в тусклых красных карликов , или даже еще более тусклых коричневых карликов . Первая звезда коричневый карлик была открыта лишь 1987 году.

Гиганты и карлики.

Диаметр Солнца приблизительно равен 1 400 000 км, а температура его поверхности около 6 000°С, и оно излучает желтоватый свет. Оно на протяжении 5 млрд. лет входит в главную последовательность звезд.

Водородное «топливо» на такой звезде, приблизительно за 10 млрд. лет исчерпается, а в ее ядре останется, главным образом, гелий. Когда больше не остается чему «гореть», интенсивность излучения, направленного от ядра, уже не достаточна для уравновешивания гравитационного коллапса ядра.

Но той энергии, которая при этом выделяется, достаточно для того, чтобы разогреть окружающее вещество. В этой оболочке начинается синтез ядер водорода, выделяется больше энергии.

Звезда начинает ярче светиться, но теперь уже красноватым светом, и одновременно она еще и расширяется, увеличиваясь в размере в десятки раз. Теперь такая звезда называются красным гигантом .

Ядро красного гиганта сжимается, а температура возрастает до 100 000 000°С и более. Здесь происходит реакция синтеза ядер гелия, превращая его в углерод. Благодаря той энергии, которая при этом выделяется, звезда еще светится каких-нибудь 100 млн. лет.

После того как заканчивается гелий и реакции затухают, вся звезда постепенно, под влиянием гравитации, сжимается почти до размеров . Энергии, которая при этом выделяется, достаточно для того, чтобы звезда (теперь уже белый карлик) продолжала еще некоторое время ярко светиться.

Степень сжатия вещества в белом карлике очень высока и, следовательно, у него очень большая плотность – вес одной столовой ложки может достигать тысячи тонн. Таким вот образом проходит эволюция звезд размером с наше Солнце.

Видео показывающее эволюцию нашего Солнца в белого карлика

Жизненный цикл у звезды, масса которой в пять раз превышает массу Солнца, значительно короче, и она несколько иначе эволюционирует. Такая звезда намного ярче, а температура ее поверхности 25 000°С и более, период пребывания в главной последовательности звезд всего лишь около 100 млн. лет.

Когда такая звезда входит в стадию красного гиганта , температура в ее ядре превышает 600 000 000°С. В нем происходят реакции синтеза ядер углерода, который превращается в более тяжелые элементы, включая железо.

Звезда, под действием выделяемой энергии, расширяется до размеров, которые в сотни раз превышают ее первоначальные размеры. Звезду на этой стадии называют сверхгигантом .

В ядре внезапно прекращается процесс производства энергии, и оно в течение считаных секунд сжимается. При всем этом выделяется огромное количество энергии и образуется катастрофическая ударная волна.

Эта энергия проходит через всю звезду и выбрасывает значительную ее часть силой взрыва в космическое пространство, вызывая явление, которое известно как вспышка сверхновой звезды .

Для лучшего представления всего написанного, рассмотрим на схеме цикл эволюции звезд

В феврале 1987 года подобная вспышка наблюдалась в соседней галактике – Большом Магеллановом облаке. Эта сверхновая звезда в течение короткого времени светилась ярче целого триллиона Солнц.

Ядро сверхгиганта сжимается и образует небесное тело диаметром всего лишь 10-20 км, а плотность его настолько велика, что чайная ложка его вещества может весить 100 млн. тонн!!! Такое небесное тело состоит из нейтронов и называется нейтронной звездой .

Нейтронная звезда, которая только что образовалась, отличается большой скоростью вращения и очень сильным магнетизмом.

В результате создается мощное электромагнитное поле, которое испускает радиоволны и другие виды излучения. Они распространяются из магнитных полюсов звезды в форме лучей.

Эти лучи, из-за вращения звезды вокруг своей оси, как бы сканируют космическое пространство. Когда они проносятся мимо наших радиотелескопов, мы их воспринимаем как короткие вспышки, или импульсы (англ. Pulse). Поэтому такие звезды называются пульсарами .

Обнаружены пульсары были благодаря именно радиоволнам, которые они излучают. Сейчас стало известно, что многие из них излучают световые и рентгеновские импульсы.

Первый световой пульсар обнаружили в Крабовидной туманности. Его импульсы повторяются с периодичностью 30 раз в секунду.

Импульсы других пульсаров повторяются гораздо чаще: ПИР (пульсирующий источник радиоизлучения) 1937+21 вспыхивает 642 раза в секунду. Представить даже сложно такое!

Звезды, которые имеют наибольшую массу, превышающую в десятки раз массу Солнца, тоже вспыхивают, как сверхновые. Но из-за огромной массы, их коллапс имеет гораздо более катастрофический характер.

Разрушительное сжатие не прекращается даже на стадии образования нейтронной звезды, создавая область, в которой обычное вещество прекращает свое существование.

Остается только лишь одна гравитация, которая настолько сильная, что ничто, даже свет, не может избежать ее воздействия. Эта область называется черной дырой . Да уж, эволюция больших звезд страшная и очень опасная.

В этом видеоролике речь пойдет о том, как сверхновая превращается в пульсар и в черную дыру

Я не знаю как Вы, дорогие читатели, но лично я очень люблю и интересуюсь космосом и всем, что с ним связанно, это так загадочно и прекрасно, аж дух захватывает! Эволюция звезд нам много поведала о будущем нашей и всей .