Раждането и еволюцията на звездите: гигантската фабрика на Вселената. Жизнен цикъл на звезда - описание, диаграма и интересни факти

Той заема точка в горния десен ъгъл: има висока яркост и ниска температура. Основното лъчение възниква в инфрачервения диапазон. Радиацията от студената прахова обвивка достига до нас. По време на процеса на еволюция позицията на звездата на диаграмата ще се промени. Единственият източник на енергия на този етап е гравитационната компресия. Следователно звездата се движи доста бързо успоредно на ординатната ос.

Температурата на повърхността не се променя, но радиусът и осветеността намаляват. Температурата в центъра на звездата се повишава, достигайки стойност, при която започват реакции с леки елементи: литий, берилий, бор, които бързо изгарят, но успяват да забавят компресията. Трасето се върти успоредно на ординатната ос, температурата на повърхността на звездата се повишава, а светимостта остава почти постоянна. Накрая в центъра на звездата започват реакции на образуване на хелий от водород (изгаряне на водород). Звездата влиза в основната последователност.

Продължителността на началния етап се определя от масата на звездата. За звезди като Слънцето е около 1 милион години, за звезда с маса 10 М☉ около 1000 пъти по-малък и за звезда с маса 0,1 М☉ хиляди пъти повече.

Млади звезди с ниска маса

В началото на еволюцията звезда с ниска маса има лъчисто ядро ​​и конвективна обвивка (фиг. 82, I).

На етапа на основната последователност звездата свети поради освобождаването на енергия в ядрените реакции на превръщане на водород в хелий. Доставянето на водород осигурява светимостта на звезда с маса 1 М☉ Приблизително в рамките на 10 10 години. Звездите с по-голяма маса консумират водород по-бързо: например звезда с маса 10 М☉ ще консумира водород за по-малко от 10 7 години (осветеността е пропорционална на четвъртата степен на масата).

Звезди с малка маса

Тъй като водородът изгаря, централните области на звездата са силно компресирани.

Звезди с голяма маса

След навлизане в главната последователност, еволюцията на звезда с голяма маса (>1.5 М☉) се определя от условията на изгаряне на ядрено гориво във вътрешността на звездата. На етапа на основната последователност това е изгарянето на водород, но за разлика от звездите с ниска маса, в ядрото доминират реакциите на цикъла въглерод-азот. В този цикъл С и N атомите играят ролята на катализатори. Скоростта на освобождаване на енергия в реакциите на такъв цикъл е пропорционална на T 17. Следователно в ядрото се образува конвективно ядро, заобиколено от зона, в която преносът на енергия се извършва чрез излъчване.

Светимостта на звездите с голяма маса е много по-висока от яркостта на Слънцето и водородът се изразходва много по-бързо. Това се дължи и на факта, че температурата в центъра на такива звезди също е много по-висока.

Тъй като делът на водорода в материята на конвективното ядро ​​намалява, скоростта на освобождаване на енергия намалява. Но тъй като скоростта на освобождаване се определя от осветеността, ядрото започва да се компресира и скоростта на освобождаване на енергия остава постоянна. В същото време звездата се разширява и се премества в областта на червените гиганти.

Звезди с малка маса

Докато водородът изгори напълно, в центъра на звезда с ниска маса се образува малко хелиево ядро. В ядрото плътността на материята и температурата достигат стойности съответно 10 9 kg/m и 10 8 K. Изгарянето на водород става на повърхността на ядрото. Тъй като температурата в ядрото се повишава, скоростта на изгаряне на водорода се увеличава и светимостта се увеличава. Лъчистата зона постепенно изчезва. И поради увеличаването на скоростта на конвективните потоци, външните слоеве на звездата се надуват. Размерът и светимостта му се увеличават - звездата се превръща в червен гигант (фиг. 82, II).

Звезди с голяма маса

Когато водородът в звезда с голяма маса е напълно изчерпан, в ядрото започва да протича тройна реакция на хелий и в същото време реакцията на образуване на кислород (3He=>C и C+He=>0). В същото време водородът започва да гори на повърхността на хелиевото ядро. Появява се източникът на първия слой.

Запасът от хелий се изчерпва много бързо, тъй като при описаните реакции при всеки елементарен акт се отделя относително малко енергия. Картината се повтаря и в звездата се появяват двуслойни източници, а в ядрото започва реакцията C+C=>Mg.

Еволюционният път се оказва много сложен (фиг. 84). На диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел звездата се движи по последователността от гиганти или (с много голяма маса в областта на свръхгиганта) периодично се превръща в Цефей.

Стари звезди с ниска маса

В звезда с ниска маса в крайна сметка скоростта на конвективния поток на някакво ниво достига втората скорост на бягство, черупката се отделя и звездата се превръща в бяло джудже, заобиколено от планетарна мъглявина.

Еволюционният път на звезда с ниска маса върху диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел е показан на фигура 83.

Смърт на звезди с голяма маса

В края на своята еволюция една звезда с голяма маса има много сложна структура. Всеки слой има свой собствен химичен състав и текат няколко източника на слой ядрени реакции, а в центъра се образува желязно ядро ​​(фиг. 85).

Ядрени реакции с желязо не възникват, тъй като те изискват разход (а не освобождаване) на енергия. Поради това желязното ядро ​​бързо се свива, температурата и плътността в него се увеличават, достигайки фантастични стойности - температура от 10 9 K и налягане от 10 9 kg / m 3. Материал от сайта

В този момент започват два важни процеса, протичащи в ядрото едновременно и много бързо (очевидно за минути). Първият е, че по време на ядрени сблъсъци атомите на желязото се разпадат на 14 атома хелий, вторият е, че електроните се „пресоват“ в протони, образувайки неутрони. И двата процеса са свързани с усвояването на енергия, а температурата в ядрото (също и налягането) мигновено пада. Външните слоеве на звездата започват да падат към центъра.

Падането на външните слоеве води до рязко повишаване на температурата в тях. Водородът, хелият и въглеродът започват да горят. Това е придружено от мощен поток от неутрони, който идва от централното ядро. В резултат на това възниква мощна ядрена експлозия, изхвърляща външните слоеве на звездата, които вече съдържат всички тежки елементи, до калифорния. Според съвременните възгледи всички атоми на тежки химични елементи (т.е. по-тежки от хелия) са се образували във Вселената именно при изригвания

Еволюцията на звездите е промяна във физиката. характеристики, вътрешни структури и химия състав на звездите във времето. Най-важните задачитеории на Е.з. - обяснение на образуването на звездите, промените в техните наблюдаеми характеристики, изследване на генетичната връзка на различни групи звезди, анализ на техните крайни състояния.

Тъй като в известната ни част от Вселената ок. 98-99% от масата на наблюдаваната материя се съдържа в звезди или е преминала етапа на звезди, обяснение на Е.З. явл. един от най-важните проблеми в астрофизиката.

Звезда в неподвижно състояние е газова топка, която е в хидростатично състояние. и топлинно равновесие (т.е. действието на гравитационните сили се балансира от вътрешното налягане и загубите на енергия поради радиация се компенсират от енергията, освободена в недрата на звездата, вижте). „Раждането“ на звезда е образуването на хидростатично равновесен обект, чието излъчване се поддържа от собственото му излъчване. енергиен източник. „Смъртта“ на звезда е необратим дисбаланс, водещ до унищожаването на звездата или нейната катастрофа. компресия.

Изолация на гравитацията енергията може да играе решаваща роля само когато температурата на вътрешността на звездата е недостатъчна за освобождаване на ядрена енергия, за да компенсира загубите на енергия, и звездата като цяло или част от нея трябва да се свие, за да поддържа равновесие. Освобождаването на топлинна енергия става важно едва след изчерпване на запасите от ядрена енергия. Т.о., Е.з. може да се представи като последователна промяна в енергийните източници на звездите.

Характерно време Е.з. твърде голяма, за да може цялата еволюция да бъде проследена директно. Следователно основната Метод на изследване на E.Z явл. изграждане на последователности от звездни модели, описващи промените във вътрешните структури и химия състав на звездите във времето. Еволюция. След това последователностите се сравняват с резултати от наблюдения, например с (G.-R.D.), който обобщава наблюденията на голям брой звезди на различни етапи от еволюцията. Особено важна роля играе сравнението с G.-R.d. за звездни купове, тъй като всички звезди в един куп имат един и същ първоначален химикал. състав и се формира почти едновременно. Според Г.-Р.д. клъстери от различни възрасти, беше възможно да се установи посоката на E.Z. Еволюцията в детайли. последователностите се изчисляват чрез числено решаване на система от диференциални уравнения, описващи разпределението на масата, плътността, температурата и яркостта върху звезда, към които се добавят законите за освобождаване на енергия и непрозрачност на звездната материя и уравнения, описващи промени в химичните свойства. звезден състав във времето.

Ходът на еволюцията на една звезда зависи главно от нейната маса и първоначалния химичен състав. състав. Ротацията на звездата и нейното магнитно поле могат да играят определена, но не фундаментална роля. поле обаче ролята на тези фактори в Е.З. все още не е достатъчно проучен. Chem. Съставът на една звезда зависи от времето, в което се е образувала, и от нейното положение в Галактиката по време на формирането. Звездите от първо поколение са образувани от материя, чийто състав е определен от космологията. условия. Очевидно той съдържа приблизително 70% от масата водород, 30% хелий и незначителна добавка на деутерий и литий. По време на еволюцията на звездите от първо поколение са се образували тежки елементи (след хелий), които са били изхвърлени в междузвездното пространство в резултат на изтичането на материя от звездите или по време на звездни експлозии. Звездите от следващите поколения се образуват от материя, съдържаща до 3-4% (по маса) тежки елементи.

Най-пряката индикация, че звездообразуването в Галактиката все още продължава, е феноменът. наличие на масивен спектър от ярки звезди. класове O и B, чийто живот не може да надвишава ~ 10 7 години. Скоростта на образуване на звезди в съвремието. ера се оценява на 5 на година.

2. Звездообразуване, етап на гравитационно свиване

Според най-разпространената гледна точка звездите се образуват в резултат на гравитационните сили. кондензация на материя в междузвездната среда. Необходимото разделяне на междузвездната среда на две фази - плътни студени облаци и разредена среда с по-висока температура - може да възникне под въздействието на термичната нестабилност на Rayleigh-Taylor в междузвездното магнитно поле. поле. Газо-прахови комплекси с маса , характерен размер (10-100) pc и концентрация на частиците н~10 2 cm -3 . действително се наблюдават поради тяхното излъчване на радиовълни. Компресирането (свиването) на такива облаци изисква определени условия: гравитация. частиците на облака трябва да надвишават сумата от енергията на топлинното движение на частиците, ротационната енергия на облака като цяло и магнитното поле. облачна енергия (критерий на Jeans). Ако се вземе предвид само енергията топлинно движение, тогава, с точност до коефициент от първи ред, критерият на Jeans се записва във формата: align="absmiddle" width="205" height="20">, където е масата на облака, T- температура на газа в K, н- брой частици на 1 cm3. С типичен модерен междузвездни облаци температура K може да колапсира само облаци с маса не по-малка от . Критерият на Джинс показва, че за образуването на звезди от действително наблюдавания масов спектър концентрацията на частици в колабиращите облаци трябва да достигне (10 3 -10 6) cm -3, т.е. 10-1000 пъти по-висока от наблюдаваната в типичните облаци. Въпреки това, такива концентрации на частици могат да бъдат постигнати в дълбините на облаците, които вече са започнали да се разпадат. От това следва, че това, което се случва, е чрез последователен процес, осъществяван в няколко етапи, фрагментация на масивни облаци. Тази картина естествено обяснява раждането на звездите в групи – купове. В същото време остават неясни въпроси, свързани с топлинния баланс в облака, полето на скоростта в него и механизма, който определя масовия спектър на фрагментите.

Колабиращи обекти със звездна маса т.нар. протозвезди. Колапсът на сферично симетрична невъртяща се протозвезда без магнит. полета включва няколко. етапи. В началния момент облакът е хомогенен и изотермичен. Той е прозрачен за своите. радиация, така че колапсът идва с обемни енергийни загуби, гл. обр. поради топлинното излъчване на праха, разрезът предава своята кинетика. енергия на газова частица. В хомогенен облак няма градиент на налягането и компресията започва при свободно падане с характерно време, където Ж- , - плътност на облачността. С началото на компресията се появява вълна на разреждане, движеща се към центъра със скоростта на звука и тъй като колапсът настъпва по-бързо там, където плътността е по-висока, протозвездата се разделя на компактно ядро ​​и разширена обвивка, в която материята се разпределя по закона. Когато концентрацията на частици в ядрото достигне ~ 10 11 cm -3, то става непрозрачно за инфрачервеното лъчение на праховите частици. Енергията, освободена в сърцевината, бавно се просмуква към повърхността поради лъчиста топлопроводимост. Температурата започва да се повишава почти адиабатно, това води до повишаване на налягането и ядрото влиза в хидростатично състояние. баланс. Обвивката продължава да пада върху ядрото и то се появява в периферията му. Параметрите на ядрото в този момент слабо зависят от общата маса на протозвездата: K. Тъй като масата на ядрото се увеличава поради натрупване, температурата му се променя почти адиабатично, докато достигне 2000 K, когато започва дисоциацията на H 2 молекулите . В резултат на потребление на енергия за дисоциация, а не увеличаване на кинетичната. енергията на частиците, стойността на адиабатичния индекс става по-малка от 4/3, промените в налягането не са в състояние да компенсират гравитационните сили и ядрото отново се срутва (виж ). Образува се ново ядро ​​с параметри, заобиколено от ударен фронт, върху който се натрупват остатъците от първото ядро. Подобно пренареждане на ядрото се случва с водорода.

По-нататъшният растеж на ядрото поради материала на обвивката продължава, докато цялата материя падне върху звездата или се разпръсне под действието на или , ако ядрото е достатъчно масивно (вижте ). Протозвезди с характерно време на материята на обвивката t a >t kn, следователно тяхната светимост се определя от освобождаването на енергия от колапсиращите ядра.

Еволюция. следи от ядра на протозвезди с постоянна маса на хидростатичен етап. компресиите са показани на фиг. 1. За звезди с малка маса, в момента, когато се установи хидростатичност. равновесие, условията в ядрата са такива, че към тях се предава енергия. Изчисленията показват, че температурата на повърхността на напълно конвективна звезда е почти постоянна. Радиусът на звездата непрекъснато намалява, т.к тя продължава да се свива. При постоянна повърхностна температура и намаляващ радиус, светимостта на звездата също трябва да пада върху G.-R.d. Този етап от еволюцията съответства на вертикални участъци от коловози.

С продължаването на компресията температурата във вътрешността на звездата се повишава, материята става по-прозрачна и звездите с align="absmiddle" width="90" height="17"> имат лъчисти ядра, но черупките остават конвективни. По-малко масивните звезди остават напълно конвективни. Светимостта им се контролира от тънък лъчист слой във фотосферата. Колкото по-масивна е звездата и колкото по-висока е нейната ефективна температура, толкова по-голямо е нейното радиационно ядро ​​(при звезди с align="absmiddle" width="74" height="17"> радиационното ядро ​​се появява веднага). В крайна сметка почти цялата звезда (с изключение на повърхностната конвективна зона за звезди с маса) преминава в състояние на радиационно равновесие, при което цялата енергия, освободена в ядрото, се пренася от радиация.

3. Еволюция, основана на ядрени реакции

Когато съдържанието на водород в ядрото намалее до 1%, разширяването на черупките на звездите с align="absmiddle" width="66" height="17"> се заменя с общо свиване на звездата, необходимо за поддържане на освобождаването на енергия . Компресията на обвивката причинява нагряване на водорода в слоя, съседен на хелиевото ядро, до температурата на неговото термоядрено изгаряне и възниква слой източник на освобождаване на енергия. При звезди с маса , при които тя зависи по-малко от температурата и областта на отделяне на енергия не е толкова силно концентрирана към центъра, няма етап на обща компресия.

Е.з. след изгаряне на водород зависи от тяхната маса. Най-важният фактор, влияещи върху хода на еволюцията на звездите с маса , явл. израждане на електронен газ при високи плътности. Поради високата плътност, броят на квантовите състояния с ниска енергия е ограничен поради принципа на Паули и електроните запълват квантовите нива с висока енергия, значително надвишаваща енергията на тяхното топлинно движение. Най-важната характеристика на изроден газ е неговото налягане стрзависи само от плътността: за нерелативистично израждане и за релативистично израждане. Газовото налягане на електроните е много по-голямо от налягането на йоните. Това следва фундаменталното за E.Z. заключение: тъй като гравитационната сила, действаща върху единица обем на релативистично изроден газ, зависи от плътността по същия начин като градиента на налягането, трябва да има ограничаваща маса (виж), така че при align="absmiddle" width="66 " height ="15"> електронното налягане не може да противодейства на гравитацията и компресията започва. Ограничете теглото align="absmiddle" width="139" height="17">. Границата на областта, в която електронният газ е изроден, е показана на фиг. 3 . При звездите с малка маса дегенерацията играе забележима роля още в процеса на образуване на хелиеви ядра.

Вторият фактор, определящ Е.з. на по-късните етапи това са загуби на енергия от неутрино. В дълбините на звездите T~10 8 Към основния. роля в раждането играят: процес на фотонеутрино, разпадане на кванти на плазмени колебания (плазмони) в двойки неутрино-антинеутрино (), анихилация на двойки електрон-позитрон () и (виж). Най-важната характеристика на неутриното е, че материята на звездата е почти прозрачна за тях и неутриното свободно пренасят енергия от звездата.

Хелиевото ядро, в което все още не са възникнали условия за изгаряне на хелий, се компресира. Температурата в слоестия източник в съседство с ядрото се повишава и скоростта на изгаряне на водород се увеличава. Необходимостта от пренос на увеличен енергиен поток води до разширяване на черупката, за което се губи част от енергията. Тъй като светимостта на звездата не се променя, температурата на нейната повърхност пада и на G.-R.D. звездата се премества в областта, заета от червени гиганти.Времето за преструктуриране на звездата е с два порядъка по-малко от времето, необходимо на водорода да изгори в ядрото, така че има малко звезди между лентата MS и областта на червените свръхгиганти . С намаляването на температурата на черупката се увеличава нейната прозрачност, в резултат на което се появява външен вид. конвективна зона и светимостта на звездата се увеличава.

Отстраняването на енергия от ядрото чрез топлопроводимостта на изродените електрони и загубите на неутрино в звездите забавя момента на изгаряне на хелий. Температурата започва да се повишава забележимо едва когато ядрото стане почти изотермично. Изгарянето на 4 He определя E.Z. от момента, в който освобождаването на енергия надвишава загубата на енергия чрез топлопроводимост и неутрино излъчване. Същото условие важи и за изгарянето на всички следващи видове ядрено гориво.

Забележителна характеристика на звездните ядра, направени от изроден газ, охлаждан от неутрино, е "конвергенцията" - сближаването на следи, които характеризират връзката между плътност и температура Tcв центъра на звездата (фиг. 3). Скоростта на освобождаване на енергия по време на компресия на сърцевината се определя от скоростта на добавяне на материя към нея чрез слой източник и зависи само от масата на сърцевината за даден вид гориво. В ядрото трябва да се поддържа баланс на притока и изтичането на енергия, поради което в ядрата на звездите се установява същото разпределение на температурата и плътността. Докато 4 He се запали, масата на ядрото зависи от съдържанието на тежки елементи. В ядрата на изроден газ, изгарянето на 4 He има характер на термична експлозия, т.к. енергията, освободена по време на горенето, отива за увеличаване на енергията на топлинното движение на електроните, но налягането остава почти непроменено с повишаване на температурата, докато топлинната енергия на електроните се изравни с енергията на изродения газ от електрони. След това израждането се премахва и ядрото бързо се разширява - възниква хелиева светкавица. Хелиевите изригвания вероятно са придружени от загуба на звездна материя. В , където масивните звезди отдавна са завършили еволюцията си и червените гиганти имат маси, звездите в етапа на изгаряне на хелий са на хоризонталния клон на G.-R.D.

В хелиевите ядра на звезди с align="absmiddle" width="90" height="17"> газът не е изроден, 4 Той се запалва тихо, но ядрата също се разширяват поради увеличаване Tc. В най-масивните звезди изгарянето на 4 He става дори когато те са активни. сини свръхгиганти. Разширяването на ядрото води до намаляване Tв областта на източника на водородния слой и светимостта на звездата след избухването на хелий намалява. За да поддържа топлинно равновесие, черупката се свива и звездата напуска района на червените свръхгиганти. Когато 4 He в ядрото се изчерпи, компресията на ядрото и разширяването на обвивката започват отново, звездата отново става червен свръхгигант. Образува се слоест източник на горене от 4 He, който доминира в отделянето на енергия. Външен се появява отново. конвективна зона. Тъй като хелият и водородът изгарят, дебелината на източниците на слоя намалява. Тънкият слой от изгаряне на хелий се оказва термично нестабилен, т.к с много силна чувствителност на освобождаване на енергия към температура (), топлопроводимостта на веществото е недостатъчна, за да потуши топлинните смущения в горивния слой. По време на топлинни изблици в слоя се получава конвекция. Ако проникне в слоеве, богати на водород, тогава в резултат на бавен процес ( с-процес, виж) елементите се синтезират с атомни масиот 22 Ne до 209 B.

Радиационният натиск върху праха и молекулите, образувани в студените разширени черупки на червени свръхгиганти, води до непрекъсната загуба на материя със скорост до една година. Непрекъснатата загуба на маса може да бъде допълнена от загуби, причинени от нестабилност на горенето на слоя или пулсации, което може да доведе до освобождаване на един или повече. черупки. Когато количеството вещество над въглеродно-кислородното ядро ​​стане по-малко от определена граница, обвивката е принудена да се компресира, за да поддържа температурата в горивните слоеве, докато компресията е в състояние да поддържа горенето; звезда на G.-R.D. се движи почти хоризонтално наляво. На този етап нестабилността на горивните слоеве също може да доведе до разширяване на черупката и загуба на материя. Докато звездата е достатъчно гореща, тя се наблюдава като ядро ​​с едно или повече. черупки. Когато слоевите източници се изместят към повърхността на звездата толкова много, че температурата в тях става по-ниска от необходимата за ядрено изгаряне, звездата се охлажда, превръщайки се в бяло джудже с , излъчващо поради консумацията на топлинна енергия на йонния компонент на негово значение. Характерното време за охлаждане на белите джуджета е ~ 10 9 години. Долната граница на масите на единични звезди, превръщащи се в бели джуджета, е неясна, тя се оценява на 3-6. В c звездите електронният газ се изражда на етапа на растеж на въглеродно-кислородните (C,O-) звездни ядра. Както в хелиевите ядра на звездите, поради загуби на енергия от неутрино, се получава "конвергенция" на условията в центъра и в момента на изгаряне на въглерода в C,O ядрото. Изгарянето на 12 С при такива условия най-вероятно има характер на експлозия и води до пълното унищожаване на звездата. Пълното унищожение може да не настъпи, ако . Такава плътност е постижима, когато скоростта на растеж на ядрото се определя от натрупването на сателитна материя в тясна двойна система.

Съзерцавайки ясното нощно небе, далеч от градските светлини, е лесно да забележите, че Вселената е пълна със звезди. Как природата успя да създаде безброй от тези обекти? Всъщност, според оценките, само в млечен пътоколо 100 милиарда звезди. Освен това звезди се раждат и днес, 10-20 милиарда години след формирането на Вселената. Как се формират звездите? Какви промени претърпява една звезда, преди да достигне стабилно състояние като нашето Слънце?

От гледна точка на физиката звездата е топка от газ

От гледна точка на физиката това е газова топка. Топлината и налягането, генерирани при ядрени реакции - главно сливането на хелий от водород - предотвратяват колапса на звездата под собствената й гравитация. Животът на този относително прост обект следва много специфичен сценарий. Първо, звезда се ражда от дифузен облак от междузвезден газ, след това отнема много времестрашния съд Но в крайна сметка, когато цялото ядрено гориво се изчерпи, то ще се превърне в слабо светещо бяло джудже, неутронна звезда или черна дупка.

Това описание може да създаде впечатлението, че подробният анализ на формирането и ранните етапи на звездната еволюция не би трябвало да представлява значителни затруднения. Но взаимодействието на гравитацията и топлинното налягане кара звездите да се държат по непредвидими начини.
Помислете например за еволюцията на светимостта, тоест промяната в количеството енергия, излъчвано от повърхността на звездата за единица време. Вътрешната температура на младата звезда е твърде ниска, за да могат водородните атоми да се слеят заедно, така че нейната светимост трябва да е относително ниска. Тя може да се увеличи, когато започнат ядрени реакции, и едва след това постепенно да спадне. Всъщност много младата звезда е изключително ярка. Неговата яркост намалява с възрастта, достигайки временен минимум по време на изгаряне на водород.

По време на ранните етапи на еволюцията в звездите протичат различни физически процеси.

По време на ранните етапи на еволюцията звездите претърпяват различни физически процеси, някои от които все още са слабо разбрани. Едва през последните две десетилетия астрономите започнаха да изграждат подробна картина на еволюцията на звездите въз основа на напредъка в теорията и наблюденията.
Звездите се раждат от големи ненаблюдавани звезди. Видима светлинаоблаци, разположени в дискове спирални галактики. Астрономите наричат ​​тези обекти гигантски молекулярни комплекси. Терминът "молекулен" отразява факта, че газът в комплексите се състои основно от водород в молекулярна форма. Такива облаци са най-големите образувания в Галактиката, понякога достигащи повече от 300 светлинни години. години в диаметър.

При по-внимателен анализ на еволюцията на звездата

По-внимателният анализ разкрива, че звездите се образуват от отделни кондензации - компактни зони - в гигантски молекулен облак. Астрономите са изследвали свойствата на компактните зони, използвайки големи радиотелескопи, единствените инструменти, способни да откриват слаби милимо облаци. От наблюденията на това лъчение следва, че типичната компактна зона има диаметър от няколко светлинни месеца, плътност от 30 000 водородни молекули на cm^ и температура от 10 Келвина.
Въз основа на тези стойности се стигна до заключението, че налягането на газа в компактните зони е такова, че може да устои на компресия под въздействието на силите на самогравитацията.

Следователно, за да се образува звезда, компактната зона трябва да бъде компресирана от нестабилно състояние и така, че гравитационните сили да надвишават вътрешното газово налягане.
Все още не е ясно как компактните зони се кондензират от първоначалния молекулен облак и придобиват такова нестабилно състояние. Въпреки това, дори преди откриването на компактни зони, астрофизиците имаха възможност да симулират процеса на образуване на звезди. Още през 60-те години теоретиците използваха компютърни симулации, за да определят как нестабилните облаци се срутват.
Въпреки че за теоретичните изчисления е използван широк диапазон от начални условия, получените резултати съвпадат: в облак, който е твърде нестабилен, първо се компресира вътрешната част, т.е. свободно паданеВеществото в центъра се излага първо, докато периферните области остават стабилни. Постепенно зоната на компресия се разпространява навън, покривайки целия облак.

Дълбоко в дълбините на свиващия се регион започва еволюцията на звездите

Дълбоко в дълбините на свиващия се регион започва образуването на звезди. Диаметърът на звездата е само една светлинна секунда, тоест една милионна от диаметъра на компактната зона. За такива относително малки размери голяма картинакомпресията на облака не е значителна и основната роля тук играе скоростта на материята, падаща върху звездата

Скоростта, с която пада материята, може да варира, но пряко зависи от температурата на облака. Колкото по-висока е температурата, толкова по-голяма е скоростта. Изчисленията показват, че в центъра на колабираща компактна зона може да се натрупа маса, равна на масата на Слънцето, за период от 100 хиляди до 1 милион години.Тяло, образувано в центъра на колабиращ облак, се нарича протозвезда. Използвайки компютърни симулации, астрономите са разработили модел, който описва структурата на протозвездата.
Оказа се, че падащият газ удря повърхността на протозвездата с много висока скорост. Поради това се образува мощен ударен фронт (рязък преход към много високо кръвно налягане). В рамките на ударния фронт газът се нагрява до почти 1 милион Келвина, след което по време на излъчване на повърхността той бързо се охлажда до около 10 000 K, образувайки протозвезда слой по слой.

Наличието на ударен фронт обяснява високата яркост на младите звезди

Наличието на ударен фронт обяснява високата яркост на младите звезди. Ако масата на протозоите е равна на една слънчева, тогава нейната светимост може да надвиши слънчевата десет пъти. Но не се причинява от реакции на термоядрен синтез, както при обикновените звезди, а от кинетичната енергия на материята, придобита в гравитационното поле.
Протозвездите могат да се наблюдават, но не и с конвенционалните оптични телескопи.
Целият междузвезден газ, включително този, от който се образуват звездите, съдържа „прах“ - смес от твърди частици с субмикронен размер. Радиацията от ударния фронт среща голям брой от тези частици по пътя си, падайки заедно с газа върху повърхността на протозвездата.
Студените прахови частици абсорбират фотони, излъчени от ударния фронт, и ги излъчват отново при по-дълги дължини на вълната. Това дълговълново лъчение на свой ред се абсорбира и след това се излъчва от още по-отдалечен прах. Следователно, докато фотонът си проправя път през облаци от прах и газ, неговата дължина на вълната завършва в инфрачервената област на електромагнитния спектър. Но само на няколко светлинни часа от протозвездата, дължината на вълната на фотона става твърде дълга, за да може прахът да я поеме, и той най-накрая може да се втурне безпрепятствено към инфрачервено-чувствителните телескопи на Земята.
Въпреки широките възможности на съвременните детектори, астрономите не могат да твърдят, че телескопите действително записват излъчването на протозвездите. Очевидно те са дълбоко скрити в дълбините на компактни зони, регистрирани в радиообхвата. Несигурността при откриването произтича от факта, че детекторите не могат да различат протозвезда от по-стари звезди, вградени в газ и прах.
За надеждна идентификация, инфрачервен или радиотелескоп трябва да открие доплеровото изместване на спектралните емисионни линии на протозвездата. Доплеровото изместване би разкрило истинското движение на газа, падащ върху неговата повърхност.
Веднага след като в резултат на падането на материята масата на протозвездата достигне няколко десети от масата на Слънцето, температурата в центъра става достатъчна за началото на реакциите на термоядрен синтез. Въпреки това, термоядрените реакции в протозвездите са фундаментално различни от реакциите в звездите на средна възраст. Източникът на енергия за такива звезди са реакциите на термоядрен синтез на хелий от водород.

Водородът е най-разпространеният химичен елемент във Вселената

Водородът е най-разпространеният химичен елемент във Вселената. При раждането на Вселената (Големия взрив) този елемент се формира в обичайната си форма с ядро, състоящо се от един протон. Но две от всеки 100 000 ядра са ядра на деутерий, състоящи се от протон и неутрон. Този изотоп на водорода присъства в съвременните времена в междузвездния газ, от който навлиза в звездите.
Трябва да се отбележи, че този малък примес играе доминираща роля в живота на протозвездите. Температурата в дълбините им е недостатъчна за реакциите на обикновения водород, които протичат при 10 милиона Келвина. Но в резултат на гравитационна компресия температурата в центъра на протозвездата може лесно да достигне 1 милион Келвина, когато започне сливането на ядрата на деутерия, което също освобождава колосална енергия.

Непрозрачността на протозвездната материя е твърде голяма

Непрозрачността на протозвездната материя е твърде голяма, за да може тази енергия да бъде пренесена чрез радиационен трансфер. Следователно звездата става конвективно нестабилна: газови мехурчета, нагрети от „ядрен огън“, изплуват на повърхността. Тези възходящи потоци се балансират от низходящи потоци от студен газ към центъра. Подобни конвективни движения, но в много по-малък мащаб, се извършват в помещение с парно отопление. В протозвездата конвективните вихри пренасят деутерий от повърхността към нейната вътрешност. По този начин горивото, необходимо за термоядрените реакции, достига до ядрото на звездата.
Въпреки много ниската концентрация на ядрата на деутерия, топлината, отделена при синтеза им, има силен ефект върху протозвездата. Основната последица от реакциите на изгаряне на деутерий е "подуването" на протозвездата. Благодарение на ефективния пренос на топлина чрез конвекция в резултат на „изгарянето“ на деутерий, протозвездата се увеличава по размер, което зависи от нейната маса. Протозвезда с една слънчева маса има радиус, равен на пет слънчеви маси. С маса, равна на три слънчеви, протозвездата се надува до радиус, равен на 10 слънчеви.
Масата на типичната компактна зона е по-голяма от масата на звездата, която произвежда. Следователно трябва да има някакъв механизъм, който премахва излишната маса и спира падането на материята. Повечето астрономи са убедени, че е отговорен силен звезден вятър, излизащ от повърхността на протозвездата. Звездният вятър издухва падащия газ в обратна посока и в крайна сметка разпръсква компактната зона.

Идея за звезден вятър

„Идеята за звездния вятър“ не следва от теоретични изчисления. И на изненаданите теоретици бяха предоставени доказателства за това явление: наблюдения на потоци от молекулен газ, движещи се от източници на инфрачервено лъчение. Тези потоци са свързани с протозвездния вятър. Неговият произход е една от най-дълбоките мистерии на младите звезди.
Когато компактната зона се разсейва, се открива обект, който може да се наблюдава в оптичния диапазон - млада звезда. Подобно на протозвезда, тя има висока светимост, която се определя повече от гравитацията, отколкото от термоядрения синтез. Налягането във вътрешността на звезда предотвратява катастрофален гравитационен колапс. Въпреки това, топлината, отговорна за това налягане, се излъчва от повърхността на звездата, така че звездата свети много ярко и бавно се свива.
Докато се свива, вътрешната му температура постепенно се повишава и в крайна сметка достига 10 милиона Келвина. Тогава реакциите на синтез на водородните ядра започват да образуват хелий. Генерираната топлина създава налягане, което предотвратява компресията и звездата ще свети дълго време, докато ядреното гориво в нейните дълбини свърши.
На нашето Слънце, типична звезда, са били необходими около 30 милиона години, за да се свие от протозвездни до съвременни размери. Благодарение на топлината, отделена по време на термоядрени реакции, той поддържа тези размери за около 5 милиарда години.
Така се раждат звездите. Но въпреки толкова очевидни успехи на учените, които ни позволиха да научим една от многото тайни на Вселената, много повече известни свойствамладите звезди все още не са напълно разбрани. Това се отнася до тяхната неравномерна променливост, колосален звезден вятър и неочаквани ярки изригвания. Все още няма сигурни отговори на тези въпроси. Но тези нерешени проблеми трябва да се разглеждат като прекъсвания във верига, чиито основни връзки вече са споени заедно. И ние ще можем да затворим тази верига и да завършим биографията на младите звезди, ако намерим ключа, създаден от самата природа. И този ключ трепти в ясното небе над нас.

Видео: Родена е звезда:

Термоядрен синтез във вътрешността на звездите

По това време за звезди с маса, по-голяма от 0,8 слънчеви маси, ядрото става прозрачно за радиация и преносът на радиационна енергия в ядрото преобладава, докато обвивката в горната част остава конвективна. Никой не знае със сигурност как звезди с по-ниска маса пристигат в главната последователност, тъй като времето, което тези звезди прекарват в младата категория, надвишава възрастта на Вселената. Всички наши идеи за еволюцията на тези звезди се основават на числени изчисления.

Когато звездата се свие, налягането на изродения електронен газ започва да се увеличава и при определен радиус на звездата това налягане спира растежа централна температура, а след това започва да го сваля. А за звезди, по-малки от 0,08, това се оказва фатално: енергията, освободена по време на ядрени реакции, никога няма да бъде достатъчна, за да покрие разходите за радиация. Такива подзвезди се наричат ​​кафяви джуджета и тяхната съдба е постоянно компресиране, докато налягането на изродения газ го спре, и след това постепенно охлаждане със спиране на всички ядрени реакции.

Млади звезди с междинна маса

Младите звезди с междинна маса (от 2 до 8 пъти масата на Слънцето) се развиват качествено точно по същия начин като техните по-малки сестри, с изключение на това, че нямат конвективни зони до главната последователност.

Обектите от този тип са свързани с т.нар. Звезди Ae\Be Herbit с неправилни променливи от спектрален тип B-F5. Имат и биполярни реактивни дискове. Скоростта на изтичане, осветеността и ефективната температура са значително по-високи от тези за τ Телец, така че те ефективно нагряват и разпръскват остатъците от протозвездния облак.

Млади звезди с маса над 8 слънчеви маси

Всъщност това вече са нормални звезди. Докато масата на хидростатичното ядро ​​се натрупваше, звездата успя да премине през всички междинни етапи и да нагрее ядрените реакции до такава степен, че те компенсираха загубите от радиация. За тези звезди изтичането на маса и яркост е толкова голямо, че не само спира колапса на останалите външни области, но ги избутва обратно. Така масата на получената звезда е значително по-малка от масата на протозвездния облак. Най-вероятно това обяснява липсата в нашата галактика на звезди с повече от 100-200 пъти масата на Слънцето.

Среден жизнен цикъл на звезда

Сред формираните звезди има огромно разнообразие от цветове и размери. Те варират в спектрален вид от горещо синьо до студено червено, а в маса - от 0,08 до повече от 200 слънчеви маси. Яркостта и цветът на звездата зависи от температурата на нейната повърхност, която от своя страна се определя от нейната маса. Всички нови звезди „заемат своето място“ в главната последователност според техния химичен състав и маса. Не говорим за физическото движение на звездата - само за нейното положение върху посочената диаграма в зависимост от параметрите на звездата. Тоест, ние всъщност говорим само за промяна на параметрите на звездата.

Какво ще се случи след това отново зависи от масата на звездата.

По-късни години и смърт на звезди

Стари звезди с ниска маса

Към днешна дата не е известно със сигурност какво се случва с леките звезди след изчерпване на запасите от водород. Тъй като възрастта на Вселената е 13,7 милиарда години, което не е достатъчно, за да изчерпи запасите от водородно гориво, съвременните теории се основават на компютърни симулации на процесите, протичащи в такива звезди.

Някои звезди могат да сливат хелий само в определени активни региони, причинявайки нестабилност и силни слънчеви ветрове. В този случай не се образува планетарна мъглявина и звездата само се изпарява, ставайки дори по-малка от кафяво джудже.

Но звезда с маса, по-малка от 0,5 слънчева, никога няма да може да синтезира хелий дори след прекратяване на реакциите, включващи водород в ядрото. Тяхната звездна обвивка не е достатъчно масивна, за да преодолее налягането, генерирано от ядрото. Тези звезди включват червени джуджета (като Проксима Кентавър), които са били в главната последователност от стотици милиарди години. След прекратяване на термоядрените реакции в ядрото им, те, постепенно охлаждайки се, ще продължат да излъчват слабо в инфрачервения и микровълновия диапазон на електромагнитния спектър.

Звезди със среден размер

Когато звезда със среден размер (от 0,4 до 3,4 слънчеви маси) достигне фазата на червения гигант, нейните външни слоеве продължават да се разширяват, ядрото се свива и реакциите започват да синтезират въглерод от хелий. Fusion освобождава много енергия, давайки на звездата временно отлагане. За звезда, подобна по размер на Слънцето, този процес може да отнеме около милиард години.

Промените в количеството излъчена енергия карат звездата да преминава през периоди на нестабилност, включително промени в размера, повърхностната температура и изхода на енергия. Изходът на енергия се измества към нискочестотно излъчване. Всичко това е придружено от нарастваща загуба на маса поради силни слънчеви ветрове и интензивни пулсации. Звездите в тази фаза се наричат звезди от късен тип, OH -IR звездиили подобни на Мира звезди, в зависимост от точните им характеристики. Изхвърленият газ е относително богат на тежки елементи, произведени във вътрешността на звездата, като кислород и въглерод. Газът образува разширяваща се обвивка и се охлажда, докато се отдалечава от звездата, което позволява образуването на прахови частици и молекули. При силно инфрачервено излъчване от централната звезда в такива черупки се образуват идеални условия за активиране на мазерите.

Реакциите на горене на хелий са много чувствителни към температурата. Понякога това води до голяма нестабилност. Възникват силни пулсации, които в крайна сметка предават достатъчно кинетична енергия на външните слоеве, за да бъдат изхвърлени и да се превърнат в планетарна мъглявина. В центъра на мъглявината остава ядрото на звездата, което, докато се охлажда, се превръща в хелиево бяло джудже, обикновено с маса до 0,5-0,6 слънчева и диаметър от порядъка на диаметъра на Земята .

Бели джуджета

По-голямата част от звездите, включително Слънцето, завършват еволюцията си чрез свиване, докато налягането на изродените електрони балансира гравитацията. В това състояние, когато размерът на звездата намалява сто пъти, а плътността става милион пъти по-висока от плътността на водата, звездата се нарича бяло джудже. Той е лишен от източници на енергия и, постепенно изстивайки, става тъмен и невидим.

В звезди, по-масивни от Слънцето, налягането на изродените електрони не може да задържи компресията на ядрото и продължава, докато повечето от частиците се превърнат в неутрони, опаковани толкова плътно, че размерът на звездата се измерва в километри и е 100 милиони пъти по-плътна вода. Такъв обект се нарича неутронна звезда; неговото равновесие се поддържа от налягането на изродената неутронна материя.

Свръхмасивни звезди

След като външните слоеве на звезда с маса по-голяма от пет слънчеви маси са се разпръснали, за да образуват червен свръхгигант, ядрото започва да се компресира поради гравитационните сили. С увеличаване на компресията температурата и плътността се увеличават и започва нова последователност от термоядрени реакции. При такива реакции се синтезират тежки елементи, които временно възпират колапса на ядрото.

В крайна сметка, тъй като се формират все по-тежки елементи от периодичната таблица, желязо-56 се синтезира от силиций. До този момент при синтеза на елементите се отделя голямо количество енергия, но ядрото на желязото -56 има максимален дефект на масата и образуването на по-тежки ядра е неблагоприятно. Следователно, когато желязното ядро ​​на звезда достигне определена стойност, налягането в него вече не е в състояние да издържи на колосалната сила на гравитацията и настъпва незабавен колапс на ядрото с неутронизация на неговата материя.

Какво се случва след това не е съвсем ясно. Но каквото и да е, то предизвиква експлозия на свръхнова с невероятна сила за секунди.

Съпътстващият изблик на неутрино провокира ударна вълна. Силни струи от неутрино и въртящо се магнитно поле изтласкват голяма част от натрупания материал на звездата - така наречените зародишни елементи, включително желязо и по-леки елементи. Експлодиралата материя се бомбардира от неутрони, излъчвани от ядрото, като ги улавя и по този начин създава набор от елементи, по-тежки от желязото, включително радиоактивни, до уран (и може би дори калифорний). Така експлозиите на свръхнови обясняват наличието на елементи, по-тежки от желязото, в междузвездната материя.

Взривната вълна и струите неутрино пренасят материал от умиращата звезда в междузвездното пространство. Впоследствие, движейки се в космоса, този материал от свръхнова може да се сблъска с други космически отпадъци и евентуално да участва във формирането на нови звезди, планети или спътници.

Процесите, протичащи по време на образуването на свръхнова, все още се изучават и засега няма яснота по този въпрос. Също така е под въпрос какво всъщност е останало от оригиналната звезда. Обмислят се обаче два варианта:

Неутронни звезди

Известно е, че при някои свръхнови силната гравитация в дълбините на свръхгиганта кара електроните да падат в атомното ядро, където се сливат с протони, за да образуват неутрони. Електромагнитните сили, разделящи близките ядра, изчезват. Сега ядрото на звездата е плътна топка от атомни ядра и отделни неутрони.

Такива звезди, известни като неутронни звезди, са изключително малки - не повече от размера на голям град - и имат невъобразимо висока плътност. Техният орбитален период става изключително кратък, когато размерът на звездата намалява (поради запазване на ъгловия момент). Някои правят 600 оборота в секунда. Когато оста, свързваща северния и южния магнитни полюси на тази бързо въртяща се звезда, сочи към Земята, може да бъде открит импулс на радиация, повтарящ се на интервали, равни на орбиталния период на звездата. Такива неутронни звезди бяха наречени „пулсари“ и станаха първите открити неутронни звезди.

Черни дупки

Не всички свръхнови стават неутронни звезди. Ако звездата има достатъчно голяма маса, тогава колапсът на звездата ще продължи и самите неутрони ще започнат да падат навътре, докато нейният радиус стане по-малък от радиуса на Шварцшилд. След това звездата се превръща в черна дупка.

Съществуването на черни дупки е предсказано от общата теория на относителността. Според общата теория на относителността материята и информацията не могат да напуснат Черна дупканяма начин. Квантовата механика обаче допуска изключения от това правило.

Остават редица отворени въпроси. Главният от тях: „Има ли изобщо черни дупки?“ В крайна сметка, за да се каже със сигурност, че даден обект е черна дупка, е необходимо да се наблюдава неговият хоризонт на събитията. Всички опити за това завършиха с неуспех. Но все още има надежда, тъй като някои обекти не могат да бъдат обяснени без включването на акреция и акреция върху обект без твърда повърхност, но това не доказва самото съществуване на черни дупки.

Въпросите също са открити: възможно ли е звезда да колабира директно в черна дупка, заобикаляйки свръхнова? Има ли свръхнови, които по-късно ще станат черни дупки? Какво е точното влияние на първоначалната маса на звездата върху формирането на обекти в края на нейния жизнен цикъл?

Еволюцията на звездите е промяна във времето. физически характеристики, вътрешна структураи химичен състав на звездите. Съвременна теорияЕволюцията на звездите е в състояние да обясни общия ход на звездното развитие в задоволително съответствие с данните от астрономическите наблюдения. Ходът на еволюцията на звездата зависи от нейната маса и първоначален химичен състав. Звездите от първо поколение са образувани от материя, чийто състав се определя от космологичните условия (около 70% водород, 30% хелий, незначителна добавка на деутерий и литий). По време на еволюцията на звездите от първо поколение са се образували тежки елементи, които са били изхвърлени в междузвездното пространство в резултат на изтичане на материя от звездите или по време на звездни експлозии. Звездите от следващите поколения се образуват от материя, съдържаща 3–4% тежки елементи.

Раждането на звезда е образуването на обект, чието излъчване се поддържа от собствени източнициенергия. Процесът на образуване на звезди продължава непрекъснато и продължава и до днес.

За да се обясни структурата на мегасвета, най-важно е гравитационното взаимодействие. В газовите и прахови мъглявини под въздействието на гравитационните сили се образуват нестабилни нееднородности, поради което дифузната материя се разпада на поредица от кондензации. Ако такива кондензации се задържат достатъчно дълго, тогава с течение на времето те се превръщат в звезди. Важно е да се отбележи, че процесът на раждане не е на отделна звезда, а на звездни асоциации. Получените газови тела се привличат едно към друго, но не е задължително да се комбинират в едно огромно тяло. Те обикновено започват да се въртят един спрямо друг и центробежните сили на това движение противодействат на привличащите сили, водещи до по-нататъшна концентрация.

Младите звезди са тези, които все още са в етап на първоначално гравитационно свиване. Температурата в центъра на такива звезди все още не е достатъчна за протичане на термоядрени реакции. Светенето на звездите възниква само поради превръщането на гравитационната енергия в топлина. Гравитационната компресия е първият етап от еволюцията на звездите. Това води до нагряване на централната зона на звездата до температурата, при която започва термоядрената реакция (10 – 15 милиона K) – превръщането на водорода в хелий.

Огромната енергия, излъчвана от звездите, се генерира в резултат на ядрени процеси, протичащи вътре в звездите. Енергията, генерирана вътре в една звезда, й позволява да излъчва светлина и топлина в продължение на милиони и милиарди години. За първи път предположението, че източникът на звездна енергия са термоядрените реакции на синтеза на хелий от водород, е изложено през 1920 г. от английския астрофизик А. С. Едингтън. Във вътрешността на звездите са възможни два типа термоядрени реакции с участието на водород, наречени цикли водород (протон-протон) и въглерод (въглерод-азот). В първия случай за протичане на реакцията е необходим само водород; във втория е необходимо и наличието на въглерод, който служи като катализатор. Изходният материал са протони, от които в резултат на ядрен синтез се образуват хелиеви ядра.

Тъй като трансформацията на четири протона в хелиево ядро ​​произвежда две неутрино, всяка секунда в дълбините на Слънцето се генерират 1,8∙10 38 неутрино. Неутриното взаимодействат слабо с материята и имат голяма проникваща способност. Преминавайки през огромна дебелина на слънчевата материя, неутриното запазват цялата информация, която са получили при термоядрени реакции в дълбините на Слънцето. Плътността на потока на слънчевите неутрино, падащи върху повърхността на Земята, е 6,6∙10 10 неутрино на 1 cm 2 за 1 s. Измерването на потока от неутрино, падащи на Земята, позволява да се прецени процесите, протичащи вътре в Слънцето.

По този начин източникът на енергия за повечето звезди са водородните термоядрени реакции в централната зона на звездата. В резултат на термоядрена реакция възниква изходящ поток от енергия под формата на радиация в широк диапазон от честоти (дължини на вълните). Взаимодействието между радиация и материя води до стабилно състояние на равновесие: налягането на излъчването навън се балансира от налягането на гравитацията. По-нататъшното свиване на звездата спира, докато в центъра се произвежда достатъчно количество енергия. Това състояние е доста стабилно и размерът на звездата остава постоянен. Водородът е основният компоненткосмическа материя и най-важният вид ядрено гориво. Запасите от водород на звездата стигат за милиарди години. Това обяснява защо звездите са толкова стабилни дълго време. Докато целият водород в централната зона не изгори, свойствата на звездата се променят малко.

Полето на изгаряне на водород в централната зона на звездата образува хелиево ядро. Водородните реакции продължават да се случват, но само в тънък слой близо до повърхността на ядрото. Ядрените реакции се движат към периферията на звездата. Структурата на звездата на този етап се описва от модели със слоест източник на енергия. Изгорялото ядро ​​започва да се свива, а външната обвивка започва да се разширява. Черупката набъбва до колосални размери, външната температура става ниска. Звездата влиза в сцената на червения гигант. От този момент животът на звездата започва да залязва. Червените гиганти се характеризират с ниски температури и огромни размери (от 10 до 1000 R c). Средната плътност на веществото в тях не достига 0,001 g/cm 3 . Светимостта им е стотици пъти по-висока от светимостта на Слънцето, но температурата е много по-ниска (около 3000 - 4000 K).

Смята се, че нашето Слънце, когато преминава към етапа на червения гигант, може да се увеличи толкова много, че да запълни орбитата на Меркурий. Вярно е, че Слънцето ще стане червен гигант след 8 милиарда години.

Червеният гигант се характеризира с ниски външни температури, но много високи вътрешни температури. С увеличаването му все по-тежки ядра се включват в термоядрените реакции. При температура 150 милиона К започват хелиеви реакции, които са не само източник на енергия, но по време на тях се осъществява синтеза на по-тежки химични елементи. След образуването на въглерод в хелиевото ядро ​​на звезда са възможни следните реакции:

Трябва да се отбележи, че синтезът на следващото по-тежко ядро ​​изисква все повече и повече високи енергии. Докато се образува магнезий, целият хелий в ядрото на звездата е изчерпан и за да станат възможни по-нататъшни ядрени реакции, звездата трябва да се свие отново и температурата й да се повиши. Това обаче не е възможно за всички звезди, а само за големите, чиято маса надвишава масата на Слънцето повече от 1,4 пъти (т.нар. граница на Чандрасекар). При звезди с по-малка маса реакциите завършват на етапа на образуване на магнезий. В звездите, чиято маса надвишава границата на Чандрасекар, поради гравитационното компресиране температурата се повишава до 2 милиарда градуса, реакциите продължават, образувайки по-тежки елементи - до желязо. Елементи, по-тежки от желязото, се образуват, когато звездите експлодират.

В резултат на нарастващо налягане, пулсации и други процеси, червеният гигант непрекъснато губи материя, която се изхвърля в междузвездното пространство под формата на звезден вятър. Когато вътрешните източници на термоядрена енергия са напълно изчерпани, по-нататъшна съдбана една звезда зависи от нейната маса.

С маса, по-малка от 1,4 слънчеви маси, звездата влиза в стационарно състояние с много висока плътност (стотици тонове на 1 cm3). Такива звезди се наричат ​​бели джуджета. В процеса на трансформиране на червения гигант в бяло джудже, една раса може да изхвърли външните си слоеве като лека черупка, разкривайки ядрото. Газовата обвивка свети ярко под въздействието на мощно излъчване от звездата. Така се образуват планетарните мъглявини. При висока плътност на материята вътре в бяло джудже, електронните обвивки на атомите се разрушават и материята на звездата е електронно-ядрена плазма, а нейният електронен компонент е изроден електронен газ. Белите джуджета са в равновесно състояние поради равенството на силите между гравитацията (коефициент на компресия) и налягането на изроден газ в недрата на звездата (коефициент на разширение). Белите джуджета могат да съществуват милиарди години.

Топлинните резерви на звездата постепенно се изчерпват, звездата бавно се охлажда, което е придружено от изхвърляне на звездната обвивка в междузвездното пространство. Звездата постепенно променя цвета си от бяло на жълто, след това на червено, накрая спира да излъчва, превръщайки се в малък безжизнен обект, мъртва студена звезда, чийто размер по-малки размериЗемята, а масата е сравнима с масата на Слънцето. Плътността на такава звезда е милиарди пъти по-голяма от плътността на водата. Такива звезди се наричат ​​черни джуджета. Ето как повечето звезди завършват съществуването си.

Когато масата на звездата е повече от 1,4 слънчеви маси, стационарното състояние на звездата без вътрешни източници на енергия става невъзможно, т.к. налягането вътре в звездата не може да балансира силата на гравитацията. Започва гравитационен колапс - свиване на материята към центъра на звездата под въздействието на гравитационните сили.

Ако отблъскването на частиците и други причини спрат колапса, тогава мощна експлозия─ експлозия на свръхнова с изхвърляне на значителна част от материята в околното пространство и образуване на газови мъглявини. Името е предложено от Ф. Цвики през 1934 г. Експлозията на свръхнова е един от междинните етапи в еволюцията на звездите преди превръщането им в бели джуджета, неутронни звезди или черни дупки. По време на експлозия се отделя енергия в размер на 10 43 ─ 10 44 J с мощност на излъчване 10 34 W. В този случай яркостта на звездата се увеличава с десетки величини за няколко дни. Светимостта на свръхнова може да надвишава яркостта на цялата галактика, в която е избухнала.

Газовата мъглявина, образувана по време на експлозия на свръхнова, се състои отчасти от горните слоеве на звездата, изхвърлени от експлозията, и отчасти от междузвездна материя, уплътнена и нагрята от летящите продукти на експлозията. Най-известната газова мъглявина е мъглявината Рак в съзвездието Телец - остатък от свръхновата от 1054 г. Младите останки от свръхнова се разширяват със скорости от 10-20 хил. km/s. Сблъсъкът на разширяващата се обвивка със стационарен междузвезден газ генерира ударна вълна, при която газът се нагрява до милиони Келвини и се превръща в източник на рентгеново лъчение. Разпространението на ударна вълна в газ води до появата на бързи заредени частици (космически лъчи), които, движейки се в компресирано междузвездно магнитно поле, усилено от същата вълна, излъчват радиация в радиообхвата.

Астрономите са регистрирали експлозии на свръхнови през 1054, 1572, 1604 г. През 1885 г. е наблюдавана свръхнова в мъглявината Андромеда. Неговият блясък надвишава блясъка на цялата Галактика и се оказва 4 милиарда пъти по-силен от блясъка на Слънцето.

До 1980 г. са открити повече от 500 експлозии на свръхнови, но нито една не е наблюдавана в нашата Галактика. Астрофизиците са изчислили, че в нашата Галактика свръхновите експлодират с период от 10 милиона години в непосредствена близост до Слънцето. Средно на всеки 30 години в Метагалактиката се случва експлозия на свръхнова.

Дозите космическа радиация на Земята могат да надхвърлят нормалното ниво 7000 пъти. Това ще доведе до сериозни мутации в живите организми на нашата планета. Някои учени обясняват внезапната смърт на динозаврите по този начин.

Част от масата на експлодираща свръхнова може да остане под формата на свръхплътно тяло - неутронна звезда или черна дупка. Масата на неутронните звезди е (1,4 – 3) M s, диаметърът е около 10 km. Плътността на неутронната звезда е много висока, по-висока от плътността на атомните ядра ─ 10 15 g/cm 3 . С увеличаване на компресията и налягането става възможна реакцията на абсорбция на електрони от протони В резултат на това цялата материя на звездата ще се състои от неутрони. Неутронизацията на звезда е придружена от мощен изблик на неутрино лъчение. По време на експлозията на супернова SN1987A, продължителността на изблика на неутрино е 10 s, а енергията, изнесена от всички неутрино, достига 3∙10 46 J. Температурата на неутронната звезда достига 1 милиард K. Неутронните звезди се охлаждат много бързо, тяхната светимост отслабва. Но те интензивно излъчват радиовълни в тесен конус по посока на магнитната ос. Звездите, чиято магнитна ос не съвпада с оста на въртене, се характеризират с радиоизлъчване под формата на повтарящи се импулси. Ето защо неутронните звезди се наричат ​​пулсари. Първите пулсари са открити през 1967 г. Честотата на радиационните пулсации, определяща се от скоростта на въртене на пулсара, е от 2 до 200 Hz, което показва техния малък размер. Например, пулсарът в мъглявината Рак има период на импулсно излъчване от 0,03 s. В момента са известни стотици неутронни звезди. Неутронна звезда може да се появи в резултат на така наречения „тих колапс“. Ако бяло джудже влезе в двойна система от близко разположени звезди, тогава феноменът на акреция възниква, когато материята от съседната звезда потече върху бялото джудже. Масата на бялото джудже расте и в определен момент надхвърля границата на Чандрасекар. Бяло джудже се превръща в неутронна звезда.

Ако крайната маса на бялото джудже надвишава 3 слънчеви маси, тогава изроденото неутронно състояние е нестабилно и гравитационното свиване продължава до образуването на обект, наречен черна дупка. Терминът "черна дупка" е въведен от Дж. Уилър през 1968 г. Въпреки това, идеята за такива обекти възниква няколко века по-рано, след откриването на закона от И. Нютон през 1687 г. универсална гравитация. През 1783 г. Дж. Мичъл предполага, че в природата трябва да съществуват тъмни звезди, чието гравитационно поле е толкова силно, че светлината не може да излезе от тях. През 1798 г. същата идея е изразена от П. Лаплас. През 1916 г. физикът Шварцшилд, решавайки уравненията на Айнщайн, стига до извода за възможността за съществуване на обекти с необичайни свойства, по-късно наречени черни дупки. Черната дупка е област от пространството, в която гравитационното поле е толкова силно, че втората космическа скорост за телата, разположени в тази област, трябва да надвишава скоростта на светлината, т.е. Нищо не може да излети от черна дупка – нито частици, нито радиация. В съответствие със обща теорияОтносителността, характерният размер на черна дупка се определя от гравитационния радиус: R g =2GM/c 2, където M е масата на обекта, c е скоростта на светлината във вакуум, G е гравитационната константа. Гравитационният радиус на Земята е 9 mm, Слънцето е 3 km. Границата на областта, отвъд която светлината не излиза, се нарича хоризонт на събитията на черна дупка. Въртящите се черни дупки имат радиус на хоризонта на събитията, по-малък от гравитационния радиус. От особен интерес е възможността черна дупка да улавя тела, пристигащи от безкрайността.

Теорията допуска съществуването на черни дупки с маса от 3–50 слънчеви маси, образувани в късните етапи от еволюцията на масивни звезди с маса над 3 слънчеви маси, свръхмасивни черни дупки в ядрата на галактики с тегло милиони и милиарди слънчеви маси, първични (реликтни) черни дупки, образувани в ранните етапи от еволюцията на Вселената. Реликтни черни дупки с тегло над 10 15 g (маса средна планинана Земята) поради механизма на квантово изпаряване на черни дупки, предложен от S.W. Хокинг.

Астрономите откриват черни дупки чрез тяхното мощно рентгеново лъчение. Пример за този тип звезди е мощният рентгенов източник Cygnus X-1, чиято маса надвишава 10 M s. Черните дупки често се срещат в рентгеновите двойни звездни системи. В такива системи вече са открити десетки черни дупки със звездна маса (m черни дупки = 4-15 M s). Въз основа на ефектите от гравитационните лещи са открити няколко единични черни дупки със звездна маса (m черни дупки = 6-8 M s). В случай на стегнати двойна звезданаблюдава се явлението акреция - изтичане на плазма от повърхността обикновена звездапод въздействието на гравитационните сили върху черна дупка. Материята, вливаща се в черна дупка, има ъглов момент. Следователно плазмата образува въртящ се диск около черната дупка. Температурата на газа в този въртящ се диск може да достигне 10 милиона градуса. При тази температура газът излъчва рентгенови лъчи. От това излъчване може да се определи наличието в това мястоЧерна дупка.

Особен интерес представляват свръхмасивните черни дупки в ядрата на галактиките. Въз основа на изследването на рентгеновото изображение на центъра на нашата Галактика, получено с помощта на спътника CHANDRA, е установено наличието на свръхмасивна черна дупка, чиято маса е 4 милиона пъти масата на Слънцето. В резултат на скорошни изследвания американски астрономи откриха уникална свръхтежка черна дупка, разположена в центъра на много далечна галактика, чиято маса е 10 милиарда пъти по-голяма от масата на Слънцето. За да достигне такъв невъобразимо огромен размер и плътност, черната дупка трябва да се е образувала в продължение на много милиарди години, непрекъснато привличайки и поглъщайки материя. Учените оценяват възрастта му на 12,7 милиарда години, т.е. започна да се формира приблизително един милиард години след Големия взрив. Към днешна дата са открити повече от 250 свръхмасивни черни дупки в ядрата на галактиките (m черни дупки = (10 6 – 10 9) M s).

Тясно свързан с еволюцията на звездите е въпросът за произхода на химичните елементи. Ако водородът и хелият са елементи, останали от ранните етапи на еволюцията на разширяващата се Вселена, тогава по-тежки химически елементи могат да се образуват само в дълбините на звездите по време на термоядрени реакции. Вътре в звездите термоядрените реакции могат да произведат до 30 химични елемента (включително желязо).

По мой собствен начин физическо състояниезвездите могат да бъдат разделени на нормални и изродени. Първите се състоят главно от материя с ниска плътност; в техните дълбини протичат реакции на термоядрен синтез. Изродените звезди включват бели джуджета и неутронни звезди; те представляват последния етап от звездната еволюция. Реакциите на синтез в тях са приключили и равновесието се поддържа от квантово-механичните ефекти на изродени фермиони: електрони в белите джуджета и неутрони в неутронните звезди. Белите джуджета, неутронните звезди и черните дупки се наричат ​​заедно „компактни остатъци“.

В края на еволюцията, в зависимост от масата, звездата или експлодира, или по-тихо изхвърля материя, вече обогатена с тежки химически елементи. В този случай се формират останалите елементи периодичната таблица. Звездите от следващите поколения се образуват от междузвездна среда, обогатена с тежки елементи. Например Слънцето е звезда от второ поколение, образувана от материя, която вече е била в недрата на звездите и е обогатена с тежки елементи. Следователно възрастта на звездите може да се съди по техния химичен състав, определен чрез спектрален анализ.