Реклама на портале

Этапы эволюции звезд. Жизненный цикл звезд

Звезды, как и люди, могут быть новорожденными, молодыми, старыми. Каждый миг умирают одни звезды и образуются другие. Обычно самые юные из них похожи на Солнце. Они находятся на стадии формирования и фактически представляют собой протозвезды. Астрономы называют их звездами типа Т - Тельца, по имени своего прототипа. По своим свойствам - например, светимости - протозвезды являются переменными, поскольку их существование еще не вошло в стабильную фазу. Вокруг многих из них находится большое количество материи. От звезд типа Т исходят мощные ветровые потоки.

Протозвезды: начало жизненного цикла

Если на поверхность протозвезды падает вещество, оно быстро сгорает и превращается в тепло. Как следствие, температура протозвезд постоянно увеличивается. Когда она поднимается настолько, что в центре звезды запускаются ядерные реакции, протозвезда обретает статус обыкновенной. С началом протекания ядерных реакций у звезды появляется постоянный источник энергии, который поддерживает ее жизнедеятельность в течение длительного времени. Насколько долгой будет жизненный цикл звезды во Вселенной, зависит от ее первоначального размера. Однако считается, что у звезд, диаметром с Солнце, энергии хватит на то, чтобы безбедно существовать в течение приблизительно 10 млрд лет. Несмотря на это, случается и так, что даже более массивные звезды живут всего лишь несколько миллионов лет. Это происходит по причине того, что сжигают они свое топливо гораздо быстрее.

Звезды нормальных размеров

Каждая из звезд представляет собой сгустки горячего газа. В их глубинах постоянно происходит процесс выработки ядерной энергии. Однако не все звезды похожи на Солнце. Одно из главных различий заключается в цвете. Звезды бывают не только желтыми, но и синеватыми, красноватыми.

Яркость и светимость

Различаются они и по таким признакам, как блеск, яркость. То, насколько яркой окажется наблюдаемая с поверхности Земли звезда, зависит не только от ее светимости, но и от удаленности от нашей планеты. Учитывая расстояние до Земли, звезды могут обладать совершенно различной яркостью. Этот показатель колеблется от одной десятитысячной блеска Солнца до яркости, сопоставимой более чем с миллионом Солнц.

Большая часть звезд находится на нижнем отрезке этого спектра, являясь тусклыми. Во многих отношениях Солнце является среднестатистической, типичной звездой. Однако, по сравнению с другими, оно обладает гораздо большей яркостью. Большое количество тусклых звезд могут наблюдаться даже невооруженным глазом. Причина, по которой звезды отличаются по яркости, заключается в их массе. Цвет, блеск и изменение яркости во времени определяется количеством вещества.

Попытки объяснить жизненный цикл звезд

Люди издавна пытались проследить жизнь звезд, однако первые попытки ученых были достаточно робкими. Первым достижением было применение закона Лейна к гипотезе Гельмгольца-Кельвина о гравитационном сжатии. Это принесло в астрономию новое понимание: теоретически температура звезды должна повышаться (ее показатель обратно пропорционален радиусу звезды) до тех пор, пока увеличение плотности не замедлит процессы сжатия. Тогда расход энергии будет выше, чем ее приход. В этот момент звезда начнет стремительно остывать.

Гипотезы о жизни звезд

Одна из оригинальных гипотез о жизненном цикле звезды была предложена астрономом Норманом Локиером. Он считал, что звезды возникают из метеорной материи. При этом положения его гипотезы опирались не только на имеющиеся в астрономии теоретические выводы, но и на данные спектрального анализа звезд. Локиер был убежден в том, что химические элементы, которые принимают участие в эволюции небесных тел, состоят из элементарных частиц - «протоэлементов». В отличие от современных нейтронов, протонов и электронов, они обладают не общим, а индивидуальным характером. Например, согласно Локиеру, водород распадается на так называемый «протоводород»; железо становится «протожелезом». Описать жизненный цикл звезды пытались и другие ученые-астрономы, например, Джеймс Хопвуд, Яков Зельдович, Фред Хойл.

Звезды-гиганты и звезды-карлики

Звезды больших размеров являются самыми горячими и яркими. На вид они обычно белые или голубоватого оттенка. Несмотря на то что они обладают гигантскими размерами, топливо внутри них сгорает настолько быстро, что они лишаются его за каких-то несколько миллионов лет.

Звезды небольших размеров, в противоположность гигантским, обычно не столь яркие. Они обладают красным цветом, живут достаточно долго - в течение миллиардов лет. Но среди ярких звезд на небосклоне есть также красные и оранжевые. Примером может послужить звезда Альдебаран - так называемый «глаз быка», находящийся в созвездии Тельца; а также в созвездии Скорпиона. Почему же эти холодные звезды способны конкурировать по яркости с раскаленными звездами, наподобие Сириуса?

Так происходит из-за того, что когда-то они очень сильно расширились, и по своему диаметру стали превосходить огромные красные звезды (сверхгиганты). Огромная площадь позволяет этим звездам излучать на порядок больше энергии, чем Солнце. И это несмотря на тот факт, что их температура намного ниже. К примеру, диаметр Бетельгейзе, находящейся в созвездии Ориона, в несколько сотен раз больше диаметра Солнца. А диаметр обыкновенных красных звезд обычно не составляет и десятой части размера Солнца. Такие звезды называют карликами. Эти виды жизненного цикла звезд может проходить каждое небесное светило - одна и та же звезда на разных отрезках своей жизни может быть и красным гигантом, и карликом.

Как правило, светила, подобные Солнцу, поддерживают свое существование за счет находящегося внутри водорода. Он превращается в гелий внутри ядерной сердцевины звезды. Солнце располагает огромным количеством топлива, однако даже оно не бесконечно - за последние пять миллиардов лет была израсходована половина запаса.

Время жизни звезд. Жизненный цикл звезд

После того как внутри звезды исчерпываются запасы водорода, приходят серьезные перемены. Остатки водорода начинают сгорать не внутри ее ядра, а на поверхности. При этом все больше сокращается время жизни звезды. Цикл звезд, по крайней мере, большинства из них, на этом отрезке переходит в стадию красного гиганта. Размер звезды становится больше, а ее температура - напротив, меньше. Так появляется большинство красных гигантов, а также сверхгигантов. Этот процесс входит в состав общей последовательности происходящих со звездами изменений, которые ученые назвали эволюцией звезд. Цикл жизни звезды включает все ее стадии: в конечном счете все звезды стареют и умирают, а продолжительность их существования напрямую определяется количеством топлива. Большие звезды заканчивают свою жизнь огромным, эффектным взрывом. Более скромные, наоборот, погибают, постепенно сжимаясь до размеров белых карликов. Затем они просто угасают.

Сколько по времени живет средняя звезда? Жизненный цикл звезды может длиться от менее 1,5 млн лет и до 1 млрд лет и более. Все это, как было сказано, зависит от ее состава и размеров. Звезды, подобные Солнцу, живут от 10 до 16 млрд лет. Очень яркие звезды, наподобие Сириуса, живут относительно недолго - всего лишь несколько сотен миллионов лет. Схема жизненного цикла звезды включает в себя следующие этапы. Это молекулярное облако - гравитационный коллапс облака - рождение сверхновой звезды - эволюция протозвезды - окончание протозвездной фазы. Затем следуют этапы: начало стадии молодой звезды - середина жизни - зрелость - стадия красного гиганта - планетарная туманность - этап белого карлика. Последние две фазы свойственны звездам малого размера.

Природа планетарных туманностей

Итак, мы рассмотрели кратко жизненный цикл звезды. Но что представляет собой Превращаясь из огромного красного гиганта в белого карлика, иногда звезды сбрасывают внешние слои, и тогда ядро звезды становится обнаженным. Газовая оболочка начинает светиться под действием энергии, излучаемой звездой. Название свое эта стадия получила за счет того, что светящиеся газовые пузыри в этой оболочке часто похожи на диски вокруг планет. Но на самом деле они ничего общего с планетами не имеют. Жизненный цикл звезд для детей может не включать всех научных подробностей. Можно лишь описать основные фазы эволюции небесных светил.

Звездные скопления

Астрономы очень любят исследовать Есть гипотеза, что все светила рождаются именно группами, а не поодиночке. Так как звезды, принадлежащие к одному скоплению, обладают схожими свойствами, то и различия между ними являются истинными, а не обусловленными расстоянием до Земли. Какие бы изменения не приходились на долю этих звезд, свое начало они берут в одно и то же время и при равных условиях. Особенно много знаний можно получить, изучая зависимость их свойств от массы. Ведь возраст звезд в скоплениях и их удаленность от Земли примерно равны, поэтому отличаются они только по этому показателю. Скопления будут интересны не только профессиональным астрономам - каждый любитель будет рад сделать красивую фотографию, полюбоваться их исключительно красивым видом в планетарии.

Эволюция Звёзд Разной Массы

Астрономы не могут наблюдать жизнь одной звезды от начала до конца, потому что даже самые короткоживущие звезды существуют миллионы лет - дольше жизни всего человечества. Изменение со временем физических характеристик и химического состава звезд, т.е. звездную эволюцию, астрономы изучают на основе сопоставления характеристик множества звезд, находящихся на разных стадиях эволюции.

Физические закономерности, связывающие наблюдаемые характеристики звезд, отражаются на диаграмме цвет-светимость - диаграмме Герцшпрунга - Ресселла, на которой звезды образуют отдельные группировки - последовательности: главную последовательность звезд, последовательности сверхгигантов, ярких и слабых гигантов, субгигантов, субкарликов и белых карликов.

Большую часть своей жизни любая звезда находится на так называемой главной последовательности диаграммы цвет-светимость. Все остальные стадии эволюции звезды до образования компактного остатка занимают не более 10% от этого времени. Именно поэтому большинство звезд, наблюдаемых в нашей Галактике, - скромные красные карлики с массой Солнца или меньше. Главная последовательность включает в себя около 90% всех наблюдаемых звезд.

Срок жизни звезды и то, во что она превращается в конце жизненного пути, полностью определяется ее массой. Звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд - всего миллионы лет. Для подавляющего большинства звезд время жизни - около 15 млрд. лет. После того как звезда исчерпает свои источники энергии она начинает остывать и сжиматься. Конечным продуктом эволюции звезд являются компактные массивные объекты, плотность которых во много раз больше, чем у обычных звезд.

Звезды разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды (гравитационный коллапс) прекращается. Она переходит в устойчивое состояние белого карлика. Если масса превышает критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов и имеет такую громадную плотность, что огромная звездная масса сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатие останавливается - образуется нейтронная звезда. Если же масса звезды будет настолько велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса, то конечным этапом эволюции звезды будет черная дыра.

Звезду массой т ☼ и радиусом R можно характеризовать ее потенциальной энергией Е. Потенциальной, или гравитационной, энергией звезды называется работа, которую надо затратить, чтобы распылить вещество звезды на бесконечность. И наоборот, эта энергия высвобождается при сжатии звезды, т.е. при уменьшении ее радиуса. Значение этой энергии можно вычислить при помощи формулы:

Потенциальная энергия Солнца равна: Е ☼ = 5,9∙10 41 Дж.

Теоретическое исследование процесса гравитационного сжатия звезды показало, что приблизительно половину своей потенциальной энергии звезда излучает, тогда, как вторая половина тратится на повышение температуры ее массы приблизительно до десяти миллионов кельвинов. Нетрудно, однако, убедиться, что эту энергию Солнце высветило бы за 23 млн. лет. Итак, гравитационное сжатие может быть источником энергии звезд только на некоторых, довольно кратких этапах их развития.

Теорию термоядерного синтеза сформулировали в 1938 г. немецкие физики Карл Вейцзеккер и Ганс Бете. Предпосылкой этого было, во-первых, определение в 1918 г. Ф. Астоном (Англия) массы атома гелия, который равняется 3,97 массы атома водорода, во-вторых, выявление в 1905 г. связи между массой тела т и его энергией Е в виде формулы Эйнштейна:

где с – скорость света, в-третьих, выяснение в 1929 г. того, что благодаря туннельному эффекту две одинаково заряженные частицы (два протона) могут сближаться на расстояние, где превосходящей будет сила притяжения, а также открытие в 1932 г. позитрона е+ и нейтрона п.

Первой и наиболее эффективной из реакций термоядерного синтеза есть образования из четырех протонов р ядра атома гелия по схеме:

Очень важно то, что здесь возникаетдефект массы: масса ядра гелия равняется 4,00389 а.е.м., тогда как масса четырех протонов 4,03252 а.е.м. За формулой Эйнштейна вычислим энергию, которая выделяется во время образования одного ядра гелия:

Нетрудно подсчитать, что если бы Солнце на начальной стадии развития состояло из одного водорода, то его превращение в гелий было бы достаточным для существования Солнца как звезды при нынешних потерях энергии около 100 млрд. лет. На самом деле же идет речь о «выгорании» около 10% водорода из глубочайших недр звезды, где температура достаточна для реакций синтеза.

Реакции синтеза гелия могут проходить двумя путями. Первый называется рр-циклом, второй – С NО-циклом. В том и другому случае дважды в каждом ядре гелия протон превращается в нейтрон по схеме:

,

где V - нейтрино.

В таблице 1 указано среднее время каждой из термоядерных реакций синтеза, промежуток, за который количество исходных частичек уменьшится в е раз.

Таблица 1. Реакции синтеза гелия.

Эффективность реакций синтеза характеризуется мощностью источника, количеством энергии, которая высвобождается в единице массы вещества за единицу времени. Из теории вытекает, что

, тогда как. Граница температуры Т, выше которой главную роль сыграет не рр-, а CNO-цикл , равна 15∙10 6 К. В недрах Солнца основную роль сыграет рр- цикл. Именно потому, что первая из его реакций имеет очень большое характерное время (14 млрд. лет), Солнце и подобные ему звезды проходят свой эволюционный путь около десяти миллиардов лет. Для более массивных белых звезд это время у десятки и сотни раз меньше, поскольку значительно меньшим есть характерное время основных реакций CNO- цикла.

Если температура в недрах звезды после исчерпания там водорода достигнет сотен миллионов кельвинов, а это возможно для звезд с массой т >1,2m ☼ , то источником энергии становится реакция преобразования гелия в углерод по схеме:

. Расчет показывает, что запасы гелия звезда истратит приблизительно за 10 млн. лет. Если ее масса достаточно большая, ядро продолжает сжиматься и при температуре свыше 500 млн. градусов становятся возможными реакции синтеза более сложных атомных ядер по схеме:

При высших температурах перебегают такие реакции:

и т.д. вплоть до образования ядер железа. Это реакции экзотермические, вследствие их хода энергия высвобождается.

Как знаем, энергия, которую излучает звезда в окружающее пространство, выделяется в ее недрах и постепенно просачивается к поверхности звезды. Это перенесение энергии через толщу вещества звезды может осуществляться двумя механизмами: лучистым переносом или конвекцией.

В первом случае речь идет о многоразовом поглощении и переизлучении квантов. Фактически при каждом таком акте проходит дробление квантов, поэтому вместо жестких γ-квантов, которые возникают при термоядерном синтезе в недрах звезды до поверхности ее доходят миллионы квантов низкой энергии. При этом исполняется закон сохранения энергии.

В теории переноса энергии введено понятие длинны свободного пробеге кванта некоторой частоты υ. Нетрудно сориентироваться, что в условиях звездных атмосфер, длина свободного пробега кванта не превышает нескольких сантиметров. И время просачивания квантов энергии от центра звезды к ее поверхности измеряется миллионами лет.Однако в недрах звезд могут сложиться условия, при которых такое лучистое равновесие нарушается. Аналогично ведет себя вода в сосуде, который подогревают снизу. Определенное время здесь жидкость находится в состоянии равновесия, так как молекула, получив излишек энергии непосредственно от дна сосуда, успевает передать часть энергии за счет столкновений другим молекулам, которые находятся выше. Тем самым устанавливается определенный градиент температуры в сосуде от ее дна к верхнему краю. Однако со временем скорость, с которой молекулы могут передавать энергию вверх за счет столкновений, становится меньше темпа передачи тепла снизу. Наступает кипение – перенос тепла непосредственным перемещением вещества.

Вполне естественно, что звёзды – не живые существа, но и они проходят через эволюционные этапы, сходные с рождением, жизнью и смертью. Подобно человеку, звезда на протяжении своей жизни подвергается радикальным изменениям. Но надо отметить, живут они явно подольше – миллионы и даже миллиарды земных лет.

Как рождаются звезды? Изначально, вернее после Большого Взрыва, материя во Вселенной была распределена неравномерно. Звезды начали образовываться в туманностях – гигантских облаках межзвездной пыли и газов, в основном водорода. На эту материю воздействует гравитация, и происходит сжатие части туманности. Тогда образуются круглые и плотные газопылевых облака – глобулы Бока. По мере того, как такая глобула продолжает сгущаться, её масса увеличивается за счет притяжения к себе материи из туманности. Во внутренней части глобулы сила гравитации наиболее сильна, и она начинает разогреваться и вращаться. Это – уже протозвезда. Атомы водорода начинают бомбардировать друг друга и вырабатывают тем самым большое количество энергии. В конце концов температура центральной части достигает температуры порядка пятнадцати миллионов градусов Цельсия, формируется ядро новой звезды. Новорожденная вспыхивает, начинает гореть и светиться. Как долго это будет продолжаться, зависит от того, какова была масса родившейся звезды. То, что я рассказывал на прошлой нашей встрече. Чем масса больше, тем жизнь звезды короче.
Кстати говоря, именно от массы зависит, сможет ли протозвезда стать звездой. Согласно расчетам, для того, чтобы это сжимающееся небесное тело превратилось в звезду, его масса должна быть не менее 8% от массы Солнца. Глобула меньших размеров, сгущаясь, будет постепенно охлаждаться и превратится в переходный объект, нечто среднее между звездой и планетой. Такие объекты называются коричневыми карликами.

Планета Юпитер, например, слишком мала для того, чтобы стать звездой. Если бы Юпитер был массивней, возможно, в его недрах начались бы термоядерные реакции, и наша Солнечная система была бы системой двойной звезды. Но это всё лирика…

Итак, основной этап жизни звезды. Большую часть своего существования звезда находится в равновесном состоянии. Сила гравитации стремится сжать звезду, а энергия, высвобожденная в результате протекающих в звезде термоядерных реакций, вынуждает звезду расширятся. Эти две силы создают устойчивое положения равновесия – настолько устойчивое, что звезда так живёт миллионы и миллиарды лет. Эта фаза жизни звезды обеспечивает ей место в главной последовательности. -


Просияв миллионы лет, крупная звезда, то есть звезда по меньшей мере вшестеро тяжелее Солнца, - начинает выгорать. Когда в ядре заканчивается водород, звезда расширяется и охлаждается, превращаясь в красный сверхгигант. Затем этот сверхгигант будет сжиматься, пока наконец не взорвется чудовищной и драматической сверкающей вспышкой, получившей название сверхновой звезды. Тут надо отметить, что очень массивные голубые сверхгиганты минуют стадию превращения в красный сверхгигант и куда быстрее взрываются сверхновой.
Если оставшееся ядро сверхновой мало, то начинается его катастрофическое сжатие (гравитационный коллапс) в очень плотную нейтронную звезду, а если оно достаточно большое, то будет сжиматься ещё сильнее, образуя чёрную дыру.

Несколько иная кончина у обычной звезды. Такая звезда живёт дольше и умирает более спокойной смертью. Солнце, например, будет гореть ещё пять миллиардов лет, прежде чем в его ядре иссякнет водород. Его внешние слои затем станут расширяться и охлаждаться; образуется красный гигант. В таком виде звезда может просуществовать порядка 100 миллионов лет на гелии, образовавшемся за время жизни в её ядре. Но и гелий выгорает. В довершении всего внешние слои отнесет прочь – они образуют планетарную туманность, а из ядра сожмётся плотный белый карлик. Хотя белый карлик достаточно горяч, в конце концов и он охладится, превратившись в мёртвую звезду, которую называют чёрным карликом.

Вселенная представляет собой постоянно меняющийся макромир, где каждый объект, субстанция или материя пребывают в состоянии трансформации и изменений. Эти процессы длятся миллиарды лет. В сравнении с продолжительностью человеческой жизни этот непостижимый умом временной отрезок времени огромен. В масштабах космоса эти изменения достаточно скоротечны. Звезды, которые мы сейчас наблюдаем на ночном небосклоне, были такими же и тысячи лет назад, когда их могли видеть египетские фараоны, однако на самом деле все это время ни на секунду не прекращалось изменение физических характеристик небесных светил. Звезды рождаются, живут и непременно стареют — эволюция звезд идет своим чередом.

Положение звезд созвездия Большая Медведица в разные исторические периоды в интервале 100000 лет назад — наше время и через 100 тыс. лет

Интерпретация эволюции звезд с точки зрения обывателя

Для обывателя космос представляется миром спокойствия и безмолвия. На самом деле Вселенная является гигантской физической лабораторией, где происходят грандиозные преобразования, в ходе которых меняется химический состав, физические характеристики и строение звезд. Жизнь звезды длится до тех пор, пока она светит и отдает тепло. Однако такое блистательное состояние не вечно. За ярким рождением следует период зрелости звезды, который неизбежно заканчивается старением небесного тела и его смертью.

Образование протозвезды из газопылевого облака 5-7 млрд. лет назад

Вся наша информация о звездах сегодня умещается в рамки науки. Термодинамика дает нам объяснение процессов гидростатического и теплового равновесия, в котором пребывает звездная материя. Ядерная и квантовая физика позволяют понять сложный процесс ядерного синтеза, благодаря которому звезда существует, излучая тепло и даря свет окружающему пространству. При рождении звезды формируется гидростатическое и тепловое равновесие, поддерживаемое за счет собственных источников энергии. На закате блистательной звездной карьеры это равновесие нарушается. Наступает черед необратимых процессов, итогом которых становится разрушение звезды или коллапс — грандиозный процесс мгновенной и блестящей смерти небесного светила.

Взрыв сверхновой — яркий финал жизни звезды, родившейся в первые годы существования Вселенной

Изменение физических характеристик звезд обусловлено их массой. На скорость эволюции объектов оказывает влияние их химический состав и в некоторой степени существующие астрофизические параметры — скорость вращения и состояние магнитного поля. Точно говорить о том, как все происходит на самом деле, не представляется возможным ввиду огромной продолжительности описываемых процессов. Скорость эволюции, этапы трансформации зависят от времени рождения звезды и ее месторасположения во Вселенной на момент рождения.

Эволюция звезд с научной точки зрения

Любая звезда зарождается из сгустка холодного межзвездного газа, который под действием внешних и внутренних гравитационных сил сжимается до состояния газового шара. Процесс сжатия газовой субстанции не останавливается ни на мгновение, сопровождаясь колоссальным выделением тепловой энергии. Температура нового образования растет до тех пор, пока не запускается в ход термоядерный синтез. С этого момента сжатие звездной материи прекращается, достигнут баланс между гидростатическим и тепловым состоянием объекта. Вселенная пополнилась новой полноценной звездой.

Главное звездное топливо — атом водорода в результате запущенной термоядерной реакции

В эволюции звезд принципиальное значение имеют их источники тепловой энергии. Улетучивающаяся в пространство с поверхности звезды лучистая и тепловая энергия пополняются за счет охлаждения внутренних слоев небесного светила. Постоянно протекающие термоядерные реакции и гравитационное сжатие в недрах звезды восполняют потерю. Пока в недрах звезды имеется в достаточном количестве ядерное топливо, звезда светится ярким светом и излучает тепло. Как только процесс термоядерного синтеза замедляется или прекращается совсем, для поддержания теплового и термодинамического равновесия запускается в действие механизм внутреннего сжатия звезды. На данном этапе объект уже излучает тепловую энергию, которая видна только в инфракрасном диапазоне.

Исходя из описанных процессов, можно сделать вывод, эволюция звезд представляет собой последовательную смену источников звездной энергии. В современной астрофизике процессы трансформации звезд можно расставить в соответствии с тремя шкалами:

  • ядерная временная шкала;
  • тепловой отрезок жизни звезды;
  • динамический отрезок (финальный) жизни светила.

В каждом отдельном случае рассматриваются процессы, определяющие возраст звезды, ее физические характеристики и разновидность гибели объекта. Ядерная временная шкала интересна до тех пор, пока объект питается за счет собственных источников тепла и излучает энергию, являющуюся продуктом ядерных реакций. Оценка длительности этого этапа вычисляется путем определения количества водорода, которое превратится в процессе термоядерного синтеза в гелий. Чем больше масса звезды, тем больше интенсивность ядерных реакций и соответственно выше светимость объекта.

Размеры и масса различных звезд, начиная от сверхгиганта, заканчивая красным карликом

Тепловая временная шкала определяет этап эволюции, в течение которого звезда расходует всю тепловую энергию. Этот процесс начинается с того момента, когда израсходовались последние запасы водорода и ядерные реакции прекратились. Для поддержания равновесия объекта запускается процесс сжатия. Звездная материя падает к центру. При этом происходит переход кинетической энергии в тепловую энергию, затрачиваемую на поддержание необходимого температурного баланса внутри звезды. Часть энергии улетучивается в космическое пространство.

Учитывая тот факт, что светимость звезд определяется их массой, в момент сжатия объекта его яркость в пространстве не меняется.

Звезда на пути к главной последовательности

Формирование звезды происходит в соответствии с динамической временной шкалой. Звездный газ свободно падает внутрь к центру, увеличивая плотность и давление в недрах будущего объекта. Чем выше плотность в центре газового шара, тем больше температура внутри объекта. С этого момента основной энергией небесного тела становится тепло. Чем больше плотность и выше температура, тем больше давление в недрах будущей звезды. Свободное падение молекул и атомов прекращается, процесс сжатия звездного газа приостанавливается. Такое состояние объекта обычно называют протозвездой. Объект на 90% состоит из молекулярного водорода. При достижении температуры 1800К водород переходит в атомарное состояние. В процессе распада расходуется энергия, повышение температуры замедляется.

Вселенная на 75% состоит из молекулярного водорода, который в процессе формирования протозвезд превращается в атомарный водород — ядерное топливо звезды

В подобном состоянии давление внутри газового шара уменьшается, тем самым давая свободу силе сжатия. Такая последовательность повторяется каждый раз, когда сначала ионизируется весь водород, а затем наступает черед ионизации гелия. При температуре 10⁵ К газ ионизируется полностью, сжатие звезды останавливается, возникает гидростатическое равновесие объекта. Дальнейшая эволюция звезды будет происходить в соответствии с тепловой временной шкалой, гораздо медленнее и последовательнее.

Радиус протозвезды с момента начала формирования сокращается с 100 а.е. до ¼ а.е. Объект пребывает в середине газового облака. В результате аккреции частиц из внешних областей облака звездного газа масса звезды будет постоянно увеличиваться. Следовательно, температура внутри объекта будет расти, сопровождая процесс конвекции — перенос энергии от внутренних слоев звезды к ее внешнему краю. Впоследствии с ростом температуры в недрах небесного тела конвекция сменяется лучистым переносом, сдвигаясь к поверхности звезды. В этом момент светимость объекта стремительно увеличивается, растет и температура поверхностных слоев звездного шара.

Процессы конвекции и лучистый перенос во вновь образовавшейся звезде перед началом реакций термоядерного синтеза

К примеру, для звезд, у которых масса идентична массе нашего Солнца, сжатие протозвездного облака происходит всего за несколько сотен лет. Что касается финальной стадии образования объекта, то конденсация звездной материи растягивается уже на миллионы лет. Солнце движется к главной последовательности достаточно быстро, и этот путь займет сотню миллионов или миллиарды лет. Другими словами, чем больше масса звезды, тем больше промежуток времени, затрачиваемый на формирование полноценной звезды. Звезда с массой в 15М будет двигаться по пути к главной последовательности уже значительно дольше — порядка 60 тыс. лет.

Фаза главной последовательности

Несмотря на то, что некоторые реакции термоядерного синтеза запускаются при более низких температурах, основная фаза водородного горения стартует при температуре в 4 млн. градусов. С этого момента начинается фаза главной последовательности. В дело вступает новая форма воспроизводства звездной энергии — ядерная. Кинетическая энергия, высвобождаемая в процессе сжатия объекта, отходит на второй план. Достигнутое равновесие обеспечивает долгую и спокойную жизнь звезды, оказавшейся в начальной фазе главной последовательности.

Деление и распад атомов водорода в процессе термоядерной реакции, происходящей в недрах звезды

С этого момента наблюдение за жизнью звезды четко привязано к фазе главной последовательности, которая является важной частью эволюции небесных светил. Именно на этом этапе единственным источником звездной энергии является результат горения водорода. Объект пребывает в состоянии равновесия. По мере расхода ядерного топлива меняется только химический состав объекта. Пребывание Солнца в фазе главной последовательности продлится ориентировочно 10 млрд. лет. Столько времени потребуется, чтобы наше родное светило израсходовало весь запас водорода. Что касается массивных звезд, то их эволюция происходит быстрее. Излучая больше энергии, массивная звезда пребывает в фазе главной последовательности всего 10-20 млн. лет.

Менее массивные звезды горят на ночном небосклоне значительно дольше. Так, звезда с массой 0,25М будет пребывать в фазе главной последовательности десятки миллиардов лет.

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела, оценивающая взаимосвязь спектра звезд с их светимостью. Точки на диаграмме – месторасположение известных звезд. Стрелки указывают смещение звезд от главной последовательности в фазы гигантов и белых карликов.

Чтобы представить эволюцию звезд, достаточно взглянуть на диаграмму, характеризующую путь небесного светила в главной последовательности. Верхняя часть графика выглядит менее насыщенной объектами, так как именно здесь сосредоточены массивные звезды. Это месторасположение объясняется их непродолжительным жизненным циклом. Из известных на сегодняшний день звезд некоторые имеют массу 70М. Объекты, масса которых превышает верхний предел — 100М, могут вообще не сформироваться.

У небесных светил, масса которых меньше 0,08М, нет возможности преодолеть критическую массу, необходимую для начала термоядерного синтеза и остаются всю свою жизнь холодными. Самые маленькие протозвезды сжимаются и образуют планетоподобные карлики.

Планетоподобный коричневый карлик в сравнении с нормальной звездой (наше Солнце) и планетой Юпитер

В нижней части последовательности сосредоточены объекты, где доминируют звезды с массой равной массе нашего Солнца и немногим больше. Мнимой границей между верхней и нижней части главной последовательности являются объекты, масса которых составляет – 1,5М.

Последующие этапы эволюции звезд

Каждый из вариантов развития состояния звезды определяется ее массой и отрезком времени, в течение которого происходит трансформация звездной материи. Однако Вселенная представляет собой многогранный и сложный механизм, поэтому эволюция звезд может идти другими путями.

Путешествуя по главной последовательности, звезда с массой, примерно равной массе Солнца, имеет три основных варианта маршрута:

  1. спокойно прожить свою жизнь и мирно почить в бескрайних просторах Вселенной;
  2. перейти в фазу красного гиганта и медленно стареть;
  3. перейти в категорию белых карликов, вспыхнуть сверхновой и превратиться в нейтронную звезду.

Возможные варианты эволюции протозвезд в зависимости от времени, химического состав объектов и их массы

После главной последовательности наступает фаза гиганта. К этому времени запасы водорода в недрах звезды полностью заканчиваются, центральная область объекта представляет собой гелиевое ядро, а термоядерные реакция смещаются к поверхности объекта. Под действием термоядерного синтеза оболочка расширяется, а вот масса гелиевого ядра растет. Обычная звезда превращается в красного гиганта.

Фаза гиганта и ее особенности

У звезд с небольшой массой плотность ядра становится колоссальной, превращая звездную материю в вырожденный релятивистский газ. Если масса звезды чуть больше 0,26М, рост давления и температуры приводит к началу синтеза гелия, охватывающего всю центральную область объекта. С этого момента температура звезды стремительно растет. Главная особенность процесса заключается в том, что вырожденный газ не имеет способности расширяться. Под воздействием высокой температуры увеличивается только скорость деления гелия, что сопровождается взрывной реакцией. В такие моменты мы можем наблюдать гелиевую вспышку. Яркость объекта увеличивается в сотни раз, однако агония звезды продолжается. Происходит переход звезды в новое состояние, где все термодинамические процессы происходят в гелиевом ядре и в разряженной внешней оболочке.

Строение звезды главной последовательности солнечного типа и красного гиганта с изотермическим гелиевым ядром и слоевой зоной нуклеосинтеза

Такое состояние является временным и не отличается устойчивостью. Звездная материя постоянно перемешивается, при этом значительная ее часть выбрасывается в окружающее пространство, образуя планетарную туманность. В центре остается горячее ядро, которое называется белым карликом .

Для звезд большой массы перечисленные процессы протекают не так катастрофически. На смену гелиевому горению приходит ядерная реакция деления углерода и кремния. В конце концов звездное ядро превратится в звездное железо. Фаза гиганта определяется массой звезды. Чем больше масса объекта, тем меньше температура в его центре. Этого явно недостаточно для запуска ядерной реакции деления углерода и других элементов.

Судьба белого карлика – нейтронная звезда или черная дыра

Оказавшись в состоянии белого карлика, объект пребывает в крайне неустойчивом состоянии. Прекратившиеся ядерные реакции приводят к падению давления, ядро переходит в состояние коллапса. Энергия, выделяемая в данном случае, расходуется на распад железа до атомов гелия, который дальше распадается на протоны и нейтроны. Запущенный процесс развивается со стремительной скоростью. Коллапс звезды характеризует динамический отрезок шкалы и занимает по времени долю секунды. Возгорание остатков ядерного топлива происходит взрывным образом, освобождая в доли секунды колоссальный объем энергии. Этого вполне достаточно, чтобы взорвать верхние слои объекта. Финальной стадией белого карлика является вспышка сверхновой.

Ядро звезды начинает схлопываться (слева). Схлопывание формирует нейтронную звезду и создает поток энергии во внешние слои звезды (в центре). Энергия, выделяемая в результате сброса внешних слоев звезды при вспышке сверхновой (справа).

Оставшееся сверхплотное ядро будет представлять собой скопление протонов и электронов, которые сталкиваясь друг с другом, образуют нейтроны. Вселенная пополнилась новым объектом — нейтронной звездой. Из-за высокой плотности ядро становится вырожденным, процесс коллапсирования ядра останавливается. Если бы масса звезды была достаточно большой, коллапс мог бы продолжаться до тех пор, пока остатки звездной материи не упадут окончательно в центре объекта, образуя черную дыру.

Объяснение финальной части эволюции звезд

Для нормальных равновесных звезд описанные процессы эволюции маловероятны. Однако существование белых карликов и нейтронных звезд доказывает реальное существование процессов сжатия звездной материи. Незначительное количество подобных объектов во Вселенной свидетельствует о скоротечности их существования. Финальный этап эволюции звезд можно представить в виде последовательной цепочки двух типов:

  • нормальная звезда — красный гигант – сброс внешних слоев – белый карлик;
  • массивная звезда – красный сверхгигант – взрыв сверхновой – нейтронная звезда или черная дыра – небытие.

Схема эволюции звезд. Варианты продолжения жизни звезд вне главной последовательности.

Объяснить с точки зрения науки происходящие процессы достаточно трудно. Ученые-ядерщики сходятся во мнении, что в случае с финальным этапом эволюции звезд мы имеем дело с усталостью материи. В результате длительного механического, термодинамического воздействия материя меняет свои физические свойства. Усталостью звездной материи, истощенной длительными ядерными реакциями, можно объяснить появление вырожденного электронного газа, его последующую нейтронизацию и аннигиляцию. Если все перечисленные процессы проходят от начала до конца, звездная материя перестает быть физической субстанцией – звезда исчезает в пространстве, не оставляя после себя ничего.

Межзвездные пузыри и газопылевые облака, являющиеся местом рождения звезд, не могут пополняться только за счет исчезнувших и взорвавшихся звезд. Вселенная и галактики находятся в равновесном состоянии. Постоянно происходит потеря массы, плотность межзвездного пространства уменьшается в одной части космического пространства. Следовательно, в другой части Вселенной создаются условия для образования новых звезд. Другими словами, работает схема: если в одном месте убыло определенное количество материи, в другом месте Вселенной такой же объем материи появился в другой форме.

В заключение

Изучая эволюцию звезд, мы приходим к выводу, что Вселенная представляет собой гигантский разряженный раствор, в котором часть материи трансформируется в молекулы водорода, являющегося строительным материалом для звезд. Другая часть растворяется в пространстве, исчезая из сферы материальных ощущений. Черная дыра в этом смысле является местом перехода всего материального в антиматерию. Постичь до конца смысл происходящего достаточно трудно, особенно если при изучении эволюции звезд делать ставку только на законы ядерной, квантовой физики и термодинамики. К изучению данного вопроса следует подключать теорию относительной вероятности, которая допускает искривление пространства, позволяющее трансформироваться одной энергии в другую, одного состояния в другое.