Природные процессы, явления внутри небесных тел или в космическом пространстве

Эволюция звёзд

Эволю́ция звёзд, изменение внутреннего строения и внешнего вида с течением времени, вызванное непрерывной потерей энергии, излучаемой в окружающее пространство. Представления о том, как рождаются, живут и умирают звёзды, основаны на сравнении расчётов с наблюдениями большого числа звёзд на разных этапах их эволюции.

Звёзды формируются в , в которых по тем или иным причинам нарушается равновесие между силами тяготения и газового давления, в результате чего такие облака начинают сжиматься (). В процессе коллапса газ облака нагревается и уплотняется, его давление возрастает и начинает тормозить сжатие. Уменьшив за несколько десятков тысяч лет свои размеры в миллионы раз, облако превращается в молодую звезду – объект, в котором тяготение и давление газа уравновешивают друг друга. По медленное вращение облака вокруг своей оси ускоряется по мере коллапса. Нарастающие вытягивают облако в направлении, перпендикулярном оси вращения. Если исходный момент облака достаточно велик, то эти силы разрывают облако на несколько частей, каждая из которых продолжает сжиматься, – так образуются и звёзды. В противном случае возникает одиночная молодая звезда, окружённая газово-пылевым . молодых звёзд поддерживается их медленным сжатием, при котором работа сил тяготения переходит в теплоту, часть которой излучается с поверхности, а остаток идёт на нагрев внутренних слоёв.

У молодых звёзд массой M ⁣> ⁣0, ⁣08MM\!>\!0,\!08\,M_\odot (где MM_\odot – масса ) температура в центре поднимается выше 3 млн К, и в их недрах начинают идти превращения водорода в гелий, мощности которых хватает для поддержания светимости на нужном уровне, и сжатие прекращается – звезда становится «взрослой». У объектов с M ⁣< ⁣0, ⁣08MM\!<\!0,\!08\,M_\odot () сжатие продолжается практически вечно: росту температуры и мощности ядерного энерговыделения до нужных значений препятствует .

Стадия горения водорода в центральной области длится около 90 % активной жизни звезды, которая при этом почти не меняет свою светимость и температуру поверхностных слоёв () TэффT_{эфф}. Поэтому на большинство наблюдаемых звёзд расположено внутри сравнительно узкой полосы – . Время пребывания звезды на главной последовательности зависит от её массы: у звёзд с M ⁣= ⁣100MM\!=\!100\,M_\odot это несколько миллионов лет, у звёзд с M ⁣< ⁣0, ⁣5MM\!<\!0,\!5\,M_\odot – более 14 млрд лет, т. е. превышает современный . Солнце сейчас находится на главной последовательности, и за 4,5 млрд лет, прошедших после рождения, в его выгорело около 50 % водорода.

Когда в центральной области звезды водорода больше не остаётся, он продолжает гореть в тонком слое, окружающем гелиевое . Лишённое источников энергии ядро сжимается и нагревается. У звёзд с M ⁣< ⁣0, ⁣5MM\!<\!0,\!5\,M_\odot давление вырожденного газа электронов останавливает сжатие прежде, чем температура увеличится до 100 млн К, когда возможны термоядерные реакции с участием 4He{\rm ^4He}. Энерговыделение в слоевом источнике затухает, и образуется гелиевый , эволюция которого сводится к медленному остыванию.

У звёзд с 0, ⁣5M ⁣< ⁣M ⁣< ⁣8M0,\!5\,M_\odot\!<\!M\!<\!8\,M_\odot сжатие гелиевого ядра сопровождается расширением и охлаждением внешних слоёв. Звёзды покидают главную последовательность и становятся , а в их центральной области начинаются термоядерные реакции с образованием углерода 34He ⁣12C3\,{\rm ^4He}→\!{\rm ^{12}C} и кислорода 12C+4He ⁣16O{\rm ^{12}C}+{\rm ^4He}→\!{\rm ^{16}O}. По мере выгорания 4He{\rm ^4He}, которое продолжается около 10 % времени жизни звезды на главной последовательности, светимость звезды растёт, но её радиус и TэффT_{эфф} меняются немонотонно. Когда 4He{\rm ^4He} в ядре кончается, оно начинает сжиматься, однако вскоре наступает вырождение электронного газа, давление которого останавливает сжатие. В этот момент на диаграмме Герцшпрунга – Рассела звезда находится на т. н. асимптотической ветви гигантов и состоит из углеродно-кислородного (C–O) ядра, над которым находятся два слоевых источника: в нижнем горит 4He{\rm ^4He}, в верхнем – 1H{\rm ^1H}. Когда Солнце через 5 млрд лет достигнет этой стадии, его радиус будет близок к радиусу земной орбиты. Горение 4He{\rm ^4He} в слоевом источнике происходит в виде сравнительно коротких вспышек, которые сопровождаются выбросом части внешних слоёв в окружающее пространство. Примерно столько же вещества уносится в промежутках между вспышками. В результате обнажается горячее (Tэфф105 К)(T_{эфф}\approx10^{5}\ К) ядро с M ⁣ ⁣0, ⁣7MM\!\approx\!0,\!7\,M_\odot, излучение которого подсвечивает сброшенную оболочку, что позволяет её наблюдать в течение ∼104 лет в виде . После этого оболочка рассеивается, а ядро превращается в медленно остывающий углеродно-кислородный белый карлик.

Эволюция звёзд с M ⁣> ⁣8MM\!>\!8\,M_\odot после главной последовательности также сводится к увеличению плотности и температуры газа в центральной области, что приводит к последовательному синтезу всё более тяжёлых химических элементов. В какой-то момент упругость газа в этих областях становится слишком малой, для того чтобы противостоять силам тяготения. В результате ядро звезды коллапсирует, что приводит к термоядерному взрыву, который наблюдается как вспышка II типа. В зависимости от массы звезда разлетается либо полностью, либо частично, и тогда её ядро превращается в (при M ⁣< ⁣25MM\!<\!25\,M_\odot) либо в . У звёзд с 8M ⁣< ⁣M ⁣< ⁣12M8\,M_\odot\!<\!M\!<\!12\,M_\odot упругость газа понижается из-за нейтронизации ядер O,{\rm O}, Ne{\rm Ne} и Mg,{\rm Mg}, возникающих при горении 12C.{\rm ^{12}C}. У звёзд с 12M ⁣< ⁣M ⁣< ⁣100M12\,M_\odot\!<\!M\!<\!100\,M_\odot понижение упругости происходит вследствие , у более массивных звёзд – из-за интенсивного рождения электрон-позитронных пар.

Перетекание вещества с одной звезды на другую может качественно изменить эволюцию звёзд, входящих в . Этим объясняется феномен вспышек , и сверхновых звёзд типа Ia.

Важный фактор эволюции звёзд – звёздный ветер, который за время жизни может уменьшить массу звезды в несколько раз. Осевое , её магнитное поле и доля химических элементов тяжелее гелия в протозвёздном облаке также влияют на характер эволюции звёзд.

  • Ядерные процессы в космосе
  • Астрофизические процессы и явления
  • Астрономические объекты
  • Физические характеристики небесных объектов