Эволюция звёзд

см. Происхождение звёзд

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

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

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

Молодые звёзды малой массы

В начале эволюции звезда малой массы имеет лучистое яд­ро и конвективную оболочку (рис. 82, I).

На стадии главной по­следовательности звезда светит за счёт выделения энергии в ядерных реакциях превращения водорода в гелий. Запас во­дорода обеспечивает светимость звезды массой 1 M_☉ пример­но в течение 10¹⁰ лет. Звезды большей массы расходуют водо­род быстрее: так, звезда массой в 10 M_☉ израсходует водород менее чем за 10⁷ лет (светимость пропорциональна четвертой степени массы).

Звёзды малой массы

По мере выгорания водорода центральные области звезды сильно сжимаются.

Звёзды большой массы

После выхода на глав­ную последовательность эволюция звезды большой массы (>1,5 M_☉) определяется условиями горения ядерного горюче­го в недрах звезды. На стадии главной последовательности это — горение водорода, но в отличие от звёзд малой массы в ядре доминируют реакции углеродно-азотного цикла. В этом цикле атомы C и N играют роль катализаторов. Скорость вы­деления энергии в реакциях такого цикла пропорциональна T¹⁷. Поэтому в ядре образуется конвективное ядро, окружён­ное зоной, в которой перенос энергии осуществляется излуче­нием.

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

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

Звёзды малой массы

К моменту полного выгорания водорода в центре звезды малой масс обра­зуется небольшое гелиевое ядро. В ядре плотность вещества и температура достигают значений 10⁹ кг/м и 10⁸ K соответственно. Горение водорода происходит на поверхности ядра. Поскольку температура в ядре повышается, темп выгорания водорода увеличивается, увеличивается светимость. Лучистая зона постепенно исчезает. А из-за увеличения скорости кон­вективных потоков внешние слои звезды раздуваются. Разме­ры и светимость её возрастают — звезда превращается в крас­ный гигант (рис. 82, II).

Звёзды большой массы

Когда водород у звезды большой массы полностью исчерпывается, в ядре на­чинает идти тройная гелиевая реакция и одновременно реак­ция образования кислорода (3He=>C и C+He=>0). В то же время на поверхности гелие­вого ядра начинает гореть во­дород. Появляется первый слоевой источник.

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

Эволюционный трек при этом оказывается очень слож­ным (рис. 84). На диаграмме Герцшпрунга—Ресселла звезда перемещается вдоль после­довательности гигантов или (при очень большой массе в области сверхгигантов) пери­одически становится цефеи­дой.

Старые звёзды малой массы

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

Эволюционный трек звезды малой массы на диаграмме Герцшпрунга — Рассела показан на рисунке 83.

Гибель звёзд большой массы

В конце эволюции звезда боль­шой массы имеет очень слож­ное строение. В каждом слое свой химический состав, в не­скольких слоевых источниках протекают ядерные реакции, а в центре образуется желез­ное ядро (рис. 85).

Ядерные реакции с желе­зом не протекают, так как они требуют затраты (а не выде­ления) энергии. Поэтому же­лезное ядро быстро сжимает­ся, температура и плотность в нем увеличиваются, достигая фантастических величин — температуры 10⁹ K и давления 10⁹ кг/м³. Материал с сайта http://wiki-what.com

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

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

см. Эволюция тесных двойных систем