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

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см 3 . Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см 3 . Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000–10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью.

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

любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут запустить процесс звездообразования.

В ходе протекания этого процесса неоднородности молекулярного облака будут сжиматься под действием собственного тяготения и постепенно принимать форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает.

Когда температура в центре достигает 15–20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой.

Последующие стадии эволюции звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце эволюции звезды свою роль может сыграть ее химический состав.

Первая стадия жизни звезды подобна солнечной – в ней доминируют реакции водородного цикла.

В таком состоянии она пребывает бо́льшую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Расселла , пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на периферии ядра.

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

В настоящее время достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода в их недрах. Поскольку возраст вселенной составляет 13,8 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в таких звёздах, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.

Согласно теоретическим представлениям, некоторые из легких звезд, теряя свое вещество (звездный ветер), будут постепенно испаряться, становясь все меньше и меньше. Другие – красные карлики, будут медленно остывать миллиарды лет, продолжая слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.

Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет.

Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность.

Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность.

Без давления, возникавшего в ходе термоядерных реакций и уравновешивавшего внутреннюю гравитацию, звезда снова начинает сжиматься, как уже было ранее в процессе её формирования.

Температура и давление снова растут, но, в отличие от стадии протозвезды, до гораздо более высокого уровня.

Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия, в ходе которых происходит превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий – в углерод, углерод – в кислород, кислород – в кремний, и наконец – кремний в железо).

Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия

Возобновившееся на новом уровне термоядерное «горение» вещества становится причиной чудовищного расширения звезды. Звезда «распухает», становясь очень «рыхлой», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз.

Звезда становится красным гигантом, а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет.

То, что происходит далее также зависит от массы звезды.

У звезд средней величины реакция термоядерного сжигания гелия может приводить к взрывному сбросу внешних слоев звезды с образованием из них планетарной туманности . Ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, остывая, превращается в гелиевый белый карлик , как правило, имеющий массу до 0,5-0,6 Солнечных масс и диаметр порядка диаметра Земли.

Для массивных и сверхмассивных звезд (с массой от пяти Солнечных масс и более) происходящие в их ядре процессы по мере нарастания гравитационного сжатия приводят к взрыву сверхновой звезды с выделением огромной энергии. Взрыв сопровождается выбросом значительной массы вещества звезды в межзвёздное пространство. Это вещество в дальнейшем участвует в образовании новых звёзд, планет или спутников. Именно благодаря сверхновым Вселенная в целом и каждая галактика в частности, химически эволюционирует. Оставшееся после взрыва ядро звезды может закончить свою эволюцию как нейтронная звезда (пульсар), если масса звезды на поздних стадиях превышает предел Чандрасекара (1,44 Солнечной массы), либо как чёрная дыра , если масса звезды превышает предел Оппенгеймера – Волкова (оценочные значения 2,5-3 Солнечных масс).

Процесс звездной эволюции во Вселенной непрерывен и цикличен – угасают старые звезды, на смену им зажигаются новые.

По современным научным представлениям, из звездного вещества образовались элементы, необходимые для возникновения планет и жизни на Земле. Хотя единой общепринятой точки зрения на то, как возникла жизнь, пока нет.

Эволюция звезд малой массы (до 8 М Солнца)

Если массы, необходимой для начала термоядерной реакции, недостаточно (0,01-0,08 масс Солнца), термоядерные реакции никогда не начнутся. Такие «недозвёзды» излучают энергии больше, чем образуется в процессе термоядерных реакций, и относятся к так называемым коричневым карликам. Их судьба -- постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, и, затем, постепенное остывание с прекращением всех начавшихся термоядерных реакций.

Молодые звезды массой до 3-х,находящиеся на подходе к главной последовательности, по сути протозвёзды, в центрах которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит, в основном, из-за гравитационного сжатия. До тех пор пока гидростатическое равновесие не установится, светимость звезды убывает при неизменной эффективной температуре. В это время у звёзд массой больше 0,8 масс Солнца ядро становится прозрачным для излучения, и лучистый перенос энергии в ядре становится преобладающим, поскольку конвекция все больше затрудняется всё большим уплотнением звездного вещества.

После начала в недрах звезды термоядерных реакций она выходит на главную последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рассела, и тогда на длительное время устанавливается равновесие между силами газового давления и гравитационного притяжения.

Когда общая масса гелия, образовавшегося в результате горения водорода, составит 7 % от массы звезды (для звезд с массой 0,8-1,2 для этого потребуются миллиарды лет, для звезд с массой около 5-10 - несколько миллионов), звезда, медленно увеличивая свою светимость, покинет главную последовательность, переместившись на диаграмме «спектр - светимость» в область красных гигантов. Ядро звезды начнет сжиматься, его температура - повышаться, а оболочка звезды начнет расширяться и охлаждаться. Энергия будет вырабатываться лишь в сравнительно тонком слое водорода, окружающем ядро.

Звезда с массой менее 0,5 солнечной не в состоянии преобразовывать гелий даже после того, как в ее ядре прекратятся реакции с участием водорода, -- масса такой звезды слишком мала для того, чтобы обеспечить гравитационное сжатие до степени, достаточной для «поджига» гелия. После прекращения в их ядрах термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах спектра.

Звезды с массами порядка солнечной заканчивают свою жизнь стадией красного гиганта, после которой они сбрасывают свою оболочку и превращаются в планетарную туманность. В центре такой туманности остаётся оголенное ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, и оно, остывая, превращается в гелиевый белый карлик, как правило, имеющий массу до 0,5--0,6 Солнечных масс и диаметр порядка диаметра Земли.

Судьба центрального ядра звезды полностью зависит от её исходной массы, -- оно может закончить свою эволюцию как:

• · белый карлик
• · как нейтронная звезда (пульсар)
• · как чёрная дыра

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

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

Если масса звезды была не меньше солнечной, но и не превышала трех солнечных масс, звезда становится нейтронной звездой . Нейтронная звезда - это звезда, в которой давление нейтронного газа, образовавшегося в процессе эволюции путем реакции превращения протонов в нейтроны, уравновешивается силами тяготения. Размеры нейтронных звезд - порядка 10-30 км. При таких размерах и массах плотность вещества нейтронной звезды достигает 1015 г/см3.

Одним из конечных результатов эволюции звезды с массой более 3 может быть черная дыра . Это тело, гравитационное поле которого настолько сильно, что ни один объект, ни один луч света не может покинуть его поверхности, точнее, некоторой границы, называемой гравитационным радиусом черной дыры rg = 2GM /c 2, где G - постоянная тяготения, M - масса объекта, с - скорость света. космический звезда планетный газопылевой

Пока непосредственно наблюдать черные дыры не удается, однако существуют косвенные признаки, по которым черные дыры можно обнаружить: это и их гравитационное влияние на находящиеся поблизости звезды, и мощное рентгеновское свечение, возникающее из-за нагрева падающего на черную дыру вещества до сотен миллионов кельвинов.

Предполагается, что черные дыры могут входить в состав двойных звезд, а также существовать в ядрах галактик.

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 .

В начале XX века, Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму «Абсолютная звёздная величина» - «спектральный класс» различные звёзды, и оказалось, что большая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой. Позже эта диаграмма (ныне носящая название диаграмма Герцшпрунга - Рассела) оказалась ключом к пониманию и исследованиям процессов, происходящих внутри звезды.

Диаграмма даёт возможность (хотя и не очень точно) найти абсолютную величину по спектральному классу. Особенно для спектральных классов O-F. Для поздних классов это осложняется необходимостью сделать выбор между гигантом и карликом. Однако определённые различия в интенсивности некоторых линий позволяют уверенно сделать этот выбор.

Большинство звезд (около 90 %), располагаются на диаграмме вдоль длинной узкой полосы, называемой главной последовательностью . Она протянулась из верхнего левого угла (от голубых сверхгигантов) в нижний правый угол (до красных карликов). К звездам главной последовательности относится Солнце, светимость которого принимают за единицу.

Точки, соответствующие гигантам и сверхгигантам, располагаются над главной последовательностью справа, а соответствующие белым карликам – в нижнем левом углу, под главной последовательностью.

В настоящее время выяснилось, что звезды главной последовательности – нормальные звезды, похожие на Солнце, в которых происходит сгорание водорода в термоядерных реакциях. Главная последовательность – это последовательность звезд разной массы. Самые большие по массе звезды располагаются в верхней части главной последовательности и являются голубыми гигантами. Самые маленькие по массе звезды – карлики. Они располагаются в нижней части главной последовательности. Параллельно главной последовательности, но несколько ниже ее располагаются субкарлики . Они отличаются от звезд главной последовательности меньшим содержанием металлов.

Большую часть своей жизни звезда проводит на главной последовательности. В этот период ее цвет, температура, светимость и другие параметры почти не меняются. Но до того, как звезда достигнет этого устойчивого состояния, еще в состоянии протозвезды, она имеет красный цвет и в течение короткого времени большую светимость, чем будет иметь на главной последовательности.

Звезды большой массы (сверхгиганты) щедро расходуют свою энергию, и эволюция таких звезд продолжается всего сотни миллионов лет. Поэтому голубые сверхгиганты являются молодыми звездами.

Стадии эволюции звезды после главной последовательности также короткие. Типичные звезды становятся при этом красными гигантами, очень массивные звезды – красными сверхгигантами. Звезда быстро увеличивается в размере, и ее светимость возрастает. Именно эти фазы эволюции отражаются на диаграмме Герцшпрунга-Рассела.

Каждая звезда проводит на главной последовательности около 90% времени своей жизни. В этот период основными источниками энергии звезды являются термоядерные реакции превращения водорода в гелий в её центре. Исчерпав данный источник, звезда смещается в область гигантов, где проводит около 10% времени своей жизни. В это время основным источником выделения энергии звезды является превращение водорода в гелий в слое, окружающем плотное гелиевое ядро. Это так называемая стадия красного гиганта .

Рождение звезд

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью, в котором в результате гравитационной неустойчивости первичная флуктуация плотности начинает разрастаться. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см³. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см³. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000-10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.

При коллапсе молекулярное облако разделяется на части, образуя всё более и более мелкие сгустки. Фрагменты с массой меньше ~100 солнечных масс способны сформировать звезду. В таких формированиях газ нагревается по мере сжатия, вызванного высвобождением гравитационной потенциальной энергии, и облако становится протозвездой, трансформируясь во вращающийся сферический объект.

Звёзды на начальной стадии своего существования, как правило, скрыты от взгляда внутри плотного облака пыли и газа. Часто силуэты таких звёздообразующих коконов можно наблюдать на фоне яркого излучения окружающего газа. Такие образования получили название глобул Бока.

Очень малая доля протозвёзд не достигает достаточной для реакций термоядерного синтеза температуры. Такие звёзды получили название «коричневые карлики», их масса не превышает одной десятой солнечной. Такие звёзды быстро умирают, постепенно остывая за несколько сотен миллионов лет. В некоторых наиболее массивных протозвёздах температура из-за сильного сжатия может достигнуть 10 миллионов К, делая возможным синтез гелия из водорода. Такая звезда начинает светиться. Начало термоядерных реакций устанавливает гидростатическое равновесие, предотвращая ядро от дальнейшего гравитационного коллапса. Далее звезда может существовать в стабильном состоянии.

Начальная стадия эволюции звёзд

На диаграмме Герцшпрунга - Рассела появившаяся звезда занимает точку в правом верхнем углу: у неё большая светимость и низкая температура. Основное излучение происходит в инфракрасном диапазоне. До нас доходит излучение холодной пылевой оболочки. В процессе эволюции положение звезды на диаграмме будет меняться. Единственным источником энергии на этом этапе служит гравитационное сжатие. Поэтому звезда достаточно быстро перемещается параллельно оси ординат.

Температура поверхности не меняется, а радиус и светимость уменьшаются. Температура в центре звезды повышается, достигая величины, при которой начинаются реакции с лёгкими элементами: литием, бериллием, бором, которые быстро выгорают, но успевают замедлить сжатие. Трек поворачивается параллельно оси ординат, температура на поверхности звезды повышается, светимость остаётся практически постоянной. Наконец, в центре звезды начинаются реакции образования гелия из водорода (горение водорода). Звезда выходит на главную последовательность.

Продолжительность начальной стадии определяется массой звезды. Для звёзд типа Солнца она около 1 млн лет, для звезды массой 10 M ☉ примерно в 1000 раз меньше, а для звезды массой 0,1 M ☉ в тысячи раз больше.

Стадия главной последовательности

На стадии главной последовательности звезда светит за счёт выделения энергии в ядерных реакциях превращения водорода в гелий. Запас водорода обеспечивает светимость звезды массой 1M ☉ примерно в течение 10 10 лет. Звезды большей массы расходуют водород быстрее: так, звезда массой в 10 M ☉ израсходует водород менее, чем за 10 7 лет (светимость пропорциональна четвертой степени массы).

Звёзды малой массы

По мере выгорания водорода центральные области звезды сильно сжимаются.

Звёзды большой массы

После выхода на главную последовательность эволюция звезды большой массы (>1,5 M ☉ ) определяется условиями горения ядерного горючего в недрах звезды. На стадии главной последовательности это - горение водорода, но в отличие от звёзд малой массы в ядре доминируют реакции углеродно-азотного цикла. В этом цикле атомы C и N играют роль катализаторов. Скорость выделения энергии в реакциях такого цикла пропорциональна T 17 . Поэтому в ядре образуется конвективное ядро, окружённое зоной, в которой перенос энергии осуществляется излучением.

Светимость звёзд большой массы намного превышает светимость Солнца, и водород расходуется значительно быстрее. Связано это и с тем, что температура в центре таких звёзд тоже намного выше.

По мере уменьшения доли водорода в веществе конвективного ядра темп выделения энергии уменьшается. Но поскольку темп выделения определяется светимостью, ядро начинает сжиматься, и темп выделения энергии остаётся постоянным. Звезда же при этом расширяется и переходит в область красных гигантов.

Стадия зрелости звёзд

Звёзды малой массы

К моменту полного выгорания водорода в центре звезды малой масс образуется небольшое гелиевое ядро. В ядре плотность вещества и температура достигают значений 10 9 кг/м 3 и 10 8 K соответственно. Горение водорода происходит на поверхности ядра. Поскольку температура в ядре повышается, темп выгорания водорода увеличивается, увеличивается светимость. Лучистая зона постепенно исчезает. А из-за увеличения скорости конвективных потоков внешние слои звезды раздуваются. Размеры и светимость её возрастают - звезда превращается в красный гигант.

Звёзды большой массы

Когда водород у звезды большой массы полностью исчерпывается, в ядре начинает идти тройная гелиевая реакция и одновременно реакция образования кислорода (3He=>C и C+He=>О). В то же время на поверхности гелиевого ядра начинает гореть водород. Появляется первый слоевой источник.

Запас гелия исчерпывается очень быстро, так как в описанных реакциях в каждом элементарном акте выделяется сравнительно немного энергии. Картина повторяется, и в звезде появляются уже два слоевых источника, а в ядре начинается реакция C+C=>Mg.

Эволюционный трек при этом оказывается очень сложным. На диаграмме Герцшпрунга-Расселла звезда перемещается вдоль последовательности гигантов или (при очень большой массе в области сверхгигантов) периодически становится цефеидой.

Конечные стадии эволюции звёзд

Старые звёзды малой массы

У звезды малой массы, в конце концов, скорость конвективного потока на каком-то уровне достигает второй космической скорости, оболочка отрывается, и звезда превращается в белый карлик, окружённый планетарной туманностью.

Гибель звёзд большой массы

В конце эволюции звезда большой массы имеет очень сложное строение. В каждом слое свой химический состав, в нескольких слоевых источниках протекают ядерные реакции, а в центре образуется железное ядро.

Ядерные реакции с железом не протекают, так как они требуют затраты (а не выделения) энергии. Поэтому железное ядро быстро сжимается, температура и плотность в нем увеличиваются, достигая фантастических величин - температуры 10 9 K и плотности 10 9 кг/м3.

В этот момент начинаются два важнейших процесса, идущие в ядре одновременно и очень быстро (по-видимому, за минуты). Первый заключается в том, что при столкновениях ядер атомы железа распадаются на 14 атомов гелия, второй - в том, что электроны «вдавливаются» в протоны, образуя нейтроны. Оба процесса связаны с поглощением энергии, и температура в ядре (также и давление) мгновенно падает. Внешние слои звезды начинают падение к центру.

Падение внешних слоёв приводит к резкому повышению температуры в них. Начинают гореть водород, гелий, углерод. Это сопровождается мощным потоком нейтронов, который идёт из центрального ядра. В результате происходит мощнейший ядерный взрыв, сбрасывающий внешние слои звезды, уже содержащие все тяжёлые элементы, вплоть до калифорния. По современным воззрениям все атомы тяжёлых химических элементов (т.е. более тяжёлых, чем гелий) образовались во Вселенной именно во вспышках сверхновых. На месте взорвавшейся сверхновой остаётся в зависимости от массы взорвавшейся звезды либо нейтронная звезда, либо чёрная дыра.