Кожен з нас хоча б раз у житті дивився в зоряне небо. Хтось дивився на цю красу, відчуваючи романтичні почуття, інший намагався зрозуміти, звідки береться вся ця краса. Життя в космосі, на відміну від життя на нашій планеті, тече на іншій швидкості. Час в космічному просторі живе своїми категоріями, відстані і розміри у Всесвіті колосальні. Ми рідко замислюємося над тим, що на наших очах постійно відбувається еволюція галактик і зірок. Кожен об'єкт в безкрайньому космосі є наслідком певних фізичних процесів. У галактик, у зірок і навіть у планет є основні фази розвитку.

Наша планета і ми всі залежимо від нашого світила. Як довго Сонце буде радувати нас своїм теплом, вдихаючи життя в Сонячну систему? Що чекає нас у майбутньому через мільйони і мільярди років? У зв'язку з цим, цікаво більше дізнатися про те, які етапи еволюції астрономічних об'єктів, звідки беруться зірки і чим закінчується життя цих чудових світил в нічному небі.

Походження, народження і еволюція зірок

Еволюція зірок і планет, що населяють нашу галактику Чумацький Шлях і весь Всесвіт, здебільшого непогано вивчена. У космосі є непорушним діють закони фізики, які допомагають зрозуміти походження космічних об'єктів. Спиратися в даному випадку прийнято на теорію Великого Вибуху, яка зараз є домінуючою доктриною про процес походження Всесвіту. Подія, яка приголомшила світобудову і призвело до формування всесвіту, за космічними мірками блискавично. Для космосу від народження зірки до її загибелі проходять миті. Величезні відстані створюють ілюзію сталості Всесвіту. Спалахнула далеко зірка світить нам мільярди років, в той час її вже може і не бути.

Теорія еволюції галактики і зірок є розвитком теорії Великого Вибуху. Вчення про народження зірок і виникненні зоряних систем відрізняється масштабами того, що відбувається і тимчасовими рамками, які, на відміну від Всесвіту в цілому, можливо спостерігати сучасними засобами науки.

Вивчаючи життєвий цикл зірок можна на прикладі найближчого до нас світила. Сонце - одна із сотні трильйонів зірок у нашому полі зору. До того ж відстань від Землі до Сонця (150 млн. Км) надає унікальну можливість вивчити об'єкт, не залишаючи меж Сонячної системи. Отримана інформація дозволить детально розібратися з тим, як влаштовані інші зірки, як швидко ці гігантські джерела тепла виснажуються, які стадії розвитку зірки і яким буде фінал цієї блискучої життя - тихий і тьмяний або блискучий, вибуховий.

Після Великого вибуху частинки сформували міжзоряні хмари, які стали «пологовим будинком» для трильйонів зірок. Характерно, що всі зірки народжувалися в один і той же час в результаті стиснення і розширення. Стиснення в хмарах космічного газу виникало під впливом власної гравітації і аналогічних процесів у нових зірок по сусідству. Розширення виникло в результаті внутрішнього тиску міжзоряного газу і під дією магнітних полів всередині газової хмари. При цьому хмара вільно оберталося навколо свого центру мас.

Хмари газу, що утворилися після вибуху, на 98% складаються з атомарного і молекулярного водню і гелію. Тільки 2% в цьому масиві доводиться на пилові і тверді мікроскопічні частинки. Раніше вважалося, що в центрі будь-якої зірки лежить ядро \u200b\u200bзаліза, розпеченого до температури в мільйон градусів. Саме цим аспектом і пояснювалася гігантська маса світила.

У протистоянні фізичних сил переважали сили стиснення, так як світло, що виникає в результаті виділення енергії, не проникає всередину газової хмари. Світло разом з частиною виділеної енергії поширюється назовні, створюючи всередині щільного скупчення газу мінусову температуру і зону низького тиску. Перебуваючи в такому стані, космічний газ стрімко стискається, вплив сил гравітаційного тяжіння призводить до того, що частинки починають формувати зоряне речовина. Коли скупчення газу щільне, інтенсивне стиснення призводить до того, що утворюються зоряне скупчення. Коли розміри газової хмари незначні, стискання призводить до утворення одиночної зірки.

Коротка характеристика того, що відбувається полягає в тому, що майбутнє світило проходить два етапи - швидке і повільне стиснення до стану протозірки. Говорячи простою і зрозумілою мовою, швидке стиснення є падінням зоряної речовини до центру протозвезди. Повільне стиснення відбувається вже на тлі утворився центру протозвезди. Протягом наступних сотень тисяч років нове утворення скорочується в розмірах, а його щільність збільшується в мільйони разів. Поступово протозвезда стає непрозорою через високої щільності зоряної речовини, а триваюче стиснення запускає механізм внутрішніх реакцій. Зростання внутрішнього тиску і температур призводить до утворення у майбутньої зірки власного центру ваги.

В такому стані протозвезда перебуває мільйони років, повільно віддаючи тепло і поступово стискаючись, зменшуючись в розмірах. В результаті вимальовуються контури нової зірки, а щільність його речовини стає порівнянна з щільністю води.

В середньому щільність нашої зірки становить 1,4 кг / см3 - практично така ж, як щільність води в солоному Мертвому морі. У центрі Сонце має щільність 100 кг / см3. Зоряне речовина знаходиться не в рідкому стані, а перебуває в вигляді плазми.

Під впливом величезного тиску і температури приблизно в 100 мільйонів До починаються термоядерні реакції водневого циклу. Стиснення припиняється, маса об'єкта зростає, коли енергія гравітації переходить в термоядерний горіння водню. З цього моменту нова зірка, випромінюючи енергію, починає втрачати масу.

Вищеописаний варіант освіти зірки - всього лише примітивна схема, яка описує початковий етап еволюції і народження зірки. Сьогодні такі процеси в нашій галактиці і у всьому Всесвіті практично непомітні через інтенсивного виснаження зоряного матеріалу. За всю свідому історію спостережень за нашою Галактикою були відзначені лише поодинокі появи нових зірок. У масштабах Всесвіту ця цифра може бути збільшена в сотні і в тисячі разів.

Більшу частину свого життя протозвезди приховані від людського ока пилової оболонкою. Випромінювання ядра можна спостерігати тільки в інфрачервоному діапазоні, який є єдиною можливістю бачити народження зірки. Наприклад, в Туманності Оріона в 1967 році вчені-астрофізики в інфрачервоному діапазоні виявили нову зірку, температура випромінювання якої становила 700 градусів Кельвіна. Згодом з'ясувалося, що місцем народження протозвезд є компактні джерела, які є не тільки в нашій галактиці, але і в інших віддалених від нас куточках Всесвіту. Крім інфрачервоного випромінювання місця народження нових зірок відзначені інтенсивними радіосигналами.

Процес вивчення і схема еволюції зірок

Весь процес пізнання зірок можна умовно розділити на кілька етапів. На самому початку слід визначити відстань до зірки. Інформація про те, як далеко від нас знаходиться зірка, як довго йде від неї світло, дає уявлення про те, що відбувалося зі світилом протягом усього цього часу. Після того, як людина навчилася вимірювати відстань до далеких зірок, стало ясно, що зірки - це те ж самі сонця, тільки різних розмірів і з різною долею. Знаючи відстань до зірки, за рівнем світла і кількості випромінюваної енергії можна простежити процес термоядерного синтезу зірки.

Слідом за визначенням відстані до зірки можна за допомогою спектрального аналізу розрахувати хімічний склад світила і дізнатися його структуру і вік. Завдяки появі спектрографа у вчених виявилася можливість вивчити природу світла зірок. Цим приладом можна визначити і виміряти газовий склад зоряної речовини, яким володіє зірка на різних етапах свого існування.

Вивчаючи спектральний аналіз енергії Сонця та інших зірок, вчені прийшли до висновку, що еволюція зірок і планет має спільне коріння. Всі космічні тіла мають однотипний, подібний хімічний склад і відбулися з однієї і тієї ж матерії, що виникла в результаті Великого Вибуху.

Зоряне речовина складається з тих же хімічних елементів (аж до заліза), що і наша планета. Різниця тільки в кількості тих чи інших елементів і в процесах, що відбуваються на Сонці і всередині земної тверді. Це і відрізняє зірки від інших об'єктів у Всесвіті. Походження зірок слід також розглядати в контексті іншої фізичної дисципліни - квантової механіки. За цією теорією, матерія, яка визначає зоряне речовина, складається з постійно діляться атомів і елементарних частинок, що створюють свій мікросвіт. У цьому світлі викликає інтерес структура, склад, будова і еволюція зірок. Як з'ясувалося, основна маса нашої зірки і багатьох інших зірок припадає лише на два елементи - водень і гелій. Теоретична модель, що описує будову зірки, дозволить зрозуміти їх будову і головна відмінність від інших космічних об'єктів.

Головна особливість полягає в тому, що багато об'єктів у Всесвіті мають певний розмір і форму, тоді як зірка може в міру свого розвитку міняти розмір. Гарячий газ являє собою з'єднання атомів, слабо пов'язаних один з одним. Через мільйони років після формування зірки починається охолодження поверхневого шару зоряної речовини. Більшу частину свого енергії зірка віддає в космічний простір, зменшуючись або збільшуючись в розмірах. Передача тепла і енергії відбувається з внутрішніх областей зірки до поверхні, впливаючи на інтенсивність випромінювання. Іншими словами, одна і та ж зірка в різні періоди свого існування виглядає по-різному. Термоядерні процеси на основі реакцій водневого циклу сприяють перетворенню легких атомів водню в більш важкі елементи - гелій і вуглець. На думку астрофізиків і вчених-ядерників, подібна термоядерна реакція є найефективнішою за кількістю тепла, що виділяється.

Чому ж термоядерний синтез ядра не закінчується вибухом такого реактора? Вся справа в тому, що сили гравітаційного поля в ньому можуть утримувати зоряне речовина в межах стабілізованого обсягу. З цього можна зробити однозначний висновок: будь-яка зірка являє собою масивне тіло, яке зберігає свої розміри завдяки балансу між силами гравітації і енергією термоядерних реакцій. Результатом такої ідеальної природної моделі є джерело тепла, здатний працювати тривалий час. Передбачається, що перші форми життя на Землі з'явилися 3 млрд. Років тому. Сонце в ті далекі часи гріло нашу планету так само, як і зараз. Отже, наша зірка мало чим змінилася, незважаючи на те, що масштаби випромінюваного тепла і сонячної енергії колосальні - більше 3-4 млн. Тонн щосекунди.

Неважко підрахувати, скільки за всі роки свого існування наша зірка втратила у вазі. Це буде величезна цифра, однак через свою величезної маси і високої щільності такі втрати в масштабах Всесвіту виглядають нікчемними.

Стадії еволюції зірок

Доля світила в знаходиться в залежності від початкової маси зірки і її хімічного складу. Поки в ядрі зосереджені основні запаси водню, зірка перебуває в так званій головної послідовності. Як тільки намітилася тенденція на збільшення розмірів зірки, значить, вичерпався основне джерело для термоядерного синтезу. Почався тривалий фінальний шлях трансформації небесного тіла.

Утворилися у Всесвіті світила спочатку діляться на три найпоширеніші типи:

• нормальні зірки (жовті карлики);
• зірки-карлики;
• зірки-гіганти.

Зірки з малою масою (карлики) повільно спалюють запаси водню і проживають своє життя досить спокійно.

Таких зірок більшість у Всесвіті і до них відноситься наша зірка - жовтий карлик. З настанням старості жовтий карлик стає червоним гігантом або надгігантом.

Виходячи з теорії походження зірок, процес формування зірок у Всесвіті не закінчилася. Найяскравіші зірки в нашій галактиці є не тільки найбільшими, в порівнянні з Сонцем, а й наймолодшими. Астрофізики та астрономи називають такі зірки блакитними надгігантами. Зрештою, їх очікує одна і та ж доля, яку переживають трильйони інших зірок. Спочатку стрімке народження, блискуча і затята життя, після якої настає період повільного згасання. Зірки такого розміру, як Сонце, мають тривалий життєвий цикл, перебуваючи в головній послідовності (в середній її частині).

Використовуючи дані про масу зірки, можна припустити її еволюційний шлях розвитку. Наочна ілюстрація даної теорії - еволюція нашої зірки. Ніщо не буває вічним. В результаті термоядерного синтезу водень перетворюється в гелій, отже, його початкові запаси витрачаються і зменшуються. Колись, дуже не скоро, ці запаси закінчаться. Судячи з того, що наше Сонце продовжує світити вже більше 5 млрд. Років, не змінюючись в своїх розмірах, зрілий вік зірки ще може тривати приблизно такий же період.

Виснаження запасів водню призведе до того, що під впливом гравітації ядро \u200b\u200bсонця почне стрімко скорочуватися. Щільність ядра стане дуже високою, в результаті чого термоядерні процеси перемістяться в прилеглі до ядра шари. Подібний стан називається колапсом, який може бути викликаний проходженням термоядерних реакцій у верхніх шарах зірки. В результаті високого тиску запускаються термоядерні реакції за участю гелію.

Запасів водню і гелію в цій частині зірки вистачить ще на мільйони років. Ще дуже нескоро виснаження запасів водню призведе до збільшення інтенсивність випромінювання, до збільшення розмірів оболонки і розмірів самої зірки. Як наслідок, наше Сонце стане дуже великим. Якщо уявити цю картину через десятки мільярдів років, то замість сліпучого яскравого диска на небі буде висіти жаркий червоний диск гігантських розмірів. Червоні гіганти - це природна фаза еволюції зірки, її перехідний стан в розряд змінних зірок.

В результаті такої трансформації скоротиться відстань від Землі до Сонця, так що Земля потрапить в зону впливу сонячної корони і почне «смажитися» в ній. Температура на поверхні планети виросте в десятки разів, що призведе до зникнення атмосфери і до випаровування води. В результаті планета перетвориться на мляву кам'янисту пустелю.

Фінальні стадії еволюції зірок

Досягнувши фази червоного гіганта, нормальна зірка під впливом гравітаційних процесів стає білим карликом. Якщо маса зірки приблизно дорівнює масі нашого Сонця, всі основні процеси в ній відбуватимуться спокійно, без імпульсів і вибухових реакцій. Білий карлик буде вмирати довго, вигорить дотла.

У випадках, коли зірка спочатку мала масу більше сонячної в 1,4 рази, білий карлик не фінальною стадією. При великій масі всередині зірки починаються процеси ущільнення зоряної речовини на атомному, молекулярному рівні. Протони перетворюються в нейтрони, щільність зірки збільшується, а її розміри стрімко зменшуються.

Відомі науці нейтронні зірки мають діаметр в 10-15 км. При таких малих розмірах нейтронна зірка має колосальну масу. Один кубічний сантиметр зоряної речовини може важити мільярди тонн.

У тому випадку, якщо ми мали спочатку справу із зіркою великої маси, фінальний етап еволюції приймає інші форми. Доля масивної зірки - чорна діра - об'єкт з невивченою природою і непередбачуваною поведінкою. Величезна маса зірки сприяє збільшенню гравітаційних сил, що приводять у рух сили стиснення. Призупинити цей процес не представляється можливим. Щільність матерії зростає до тих пір, поки не перетворюється в нескінченність, утворюючи сингулярне простір (теорія відносності Ейнштейна). Радіус такої зірки в кінцевому підсумку стане дорівнює нулю, ставши чорною дірою в космічному просторі. Чорних дір було б значно більше, якби в космосі більшу частину простору займали масивні і надмасивні зірки.

Слід зазначити, що при трансформації червоного гіганта в нейтронну зірку або в чорну діру, Всесвіт може пережити унікальне явище - народження нового космічного об'єкта.

Народження наднової - найбільш вражаюча фінальна стадія еволюції зірок. Тут діє природний закон природи: припинення існування одного тіла дає початок нового життя. Період такого циклу, як народження наднової, в основному стосується масивних зірок. Витратили запаси водню призводять до того, що в процес термоядерного синтезу включається гелій і вуглець. В результаті цієї реакції тиск знову зростає, а в центрі зірки утворюється ядро \u200b\u200bзаліза. Під впливом найсильніших гравітаційних сил центр маси зміщується в центральну частину зірки. Ядро стає настільки важким, що не здатне протистояти власної гравітації. Як наслідок, починається стрімке розширення ядра, що приводить до миттєвого вибуху. Народження наднової - це вибух, ударна хвиля жахливої \u200b\u200bсили, яскравий спалах в безкрайніх просторах Всесвіту.

Слід зазначити, що наше Сонце не є масивною зіркою, тому подібна доля її не загрожує, не варто боятися такого фіналу і нашій планеті. У більшості випадків вибухи наднових відбуваються в далеких галактиках, з чим і пов'язана їх досить рідкісне виявлення.

На закінчення

Еволюція зірок - це процес, який розтягнутий у часі на десятки мільярдів років. Наше уявлення про процеси, що відбуваються - всього лише математична і фізична модель, теорія. Земне час є лише миттю в величезному тимчасове циклі, якими живе наша Всесвіт. Ми можемо тільки спостерігати те, що відбувалося мільярди років назад і припускати, з чим можуть зіткнутися наступні покоління землян.

Якщо у вас виникли питання - залишайте їх у коментарях під статтею. Ми або наші відвідувачі з радістю відповімо на них

Термоядерний синтез в надрах зірок

У цей час для зірок масою більше, ніж 0.8 мас Сонця, ядро \u200b\u200bстає прозорим для випромінювання, і запанує променистий перенесення енергії в ядрі, а нагорі оболонка залишається конвективного. Якими прибувають на головну послідовність зірки меншої маси, достовірно ніхто не знає, так як час знаходження цих зірок в розряді молодих перевищує вік Всесвіту. Всі наші уявлення про еволюцію цих зірок тримаються на чисельних розрахунках.

У міру стиснення зірки, починає збільшуватися тиск виродженого електронного газу і на якомусь радіусі зірки це тиск зупиняє ріст центральної температури, а потім починає її знижувати. І для зірок менше 0.08 це виявляється фатальним: виділяється енергії в ході ядерних реакцій ніколи не вистачить, щоб покрити витрати на випромінювання. Такі недо-зірки отримали назву коричневі карлики, і їхня доля - це постійне стиснення, поки тиск виродженого газу не зупинить його, а потім - поступове охолодження з зупинкою всіх ядерних реакцій.

Молоді зірки проміжної маси

Молоді зірки проміжної маси (від 2 до 8 маси Сонця) якісно еволюціонують точно так же, як і їх менші сестри, за тим винятком, що в них немає конвективних зон аж до головної послідовності.

Об'єкти цього типу асоціюються з т. Зв. зірками Ae \\ Be Хербіта неправильними змінними спектрального типу B-F5. У них також спостерігаються диски біполярні джети. Швидкість витікання, світність і ефективна температура істотно більше, ніж для τ Тельця, тому вони ефективно нагрівають і розсіюють залишки протозвёздного хмари.

Молоді зірки з масою більше 8 сонячних мас

Насправді це вже нормальні зірки. Поки накопичувалася маса гідростатичного ядра, зірка встигла проскочити всі проміжні стадії і розігріти ядерні реакції до такого ступеня, щоб вони компенсували втрати на випромінювання. У даних зірок витоку маси і світність настільки велика, що не просто зупиняє коллапсірованія залишилися зовнішніх областей, але штовхає їх назад. Таким чином, маса утворилася зірки помітно менше маси протозвёздного хмари. Швидше за все цим і пояснюється відсутність в нашій галактиці зірок більше ніж 100-200 маси Сонця.

Середина життєвого циклу зірки

Серед сформованих зірок зустрічається величезне різноманіття кольорів і розмірів. За спектральним класом вони варіюються від гарячих блакитних до холодних червоних, по масі - від 0,08 до більш ніж 200 сонячних мас. Світність і колір зірки залежить від температури її поверхні, яка, в свою чергу, визначається масою. Все, нові зірки «займають своє місце» на головній послідовності згідно своїм хімічним складом і масі. Мова не йде про фізичне переміщення зірки - тільки про її положенні на зазначеній діаграмі, що залежить від параметрів зірки. Тобто, мова йде, фактично, лише про зміну параметрів зірки.

Те, що відбувається в подальшому, знову залежить від маси зірки.

Пізні роки і загибель зірок

Старі зірки з малою масою

На сьогоднішній день достовірно невідомо, що відбувається з легкими зірками після виснаження запасу водню. Оскільки вік всесвіту складає 13,7 мільярдів років, що недостатньо для виснаження запасу водневого палива, сучасні теорії грунтуються на комп'ютерному моделюванні процесів, що відбуваються в таких зірках.

Деякі зірки можуть синтезувати гелій лише в деяких активних ділянках, що викликає нестабільність і сильні сонячні вітри. У цьому випадку утворення планетарної туманності не відбувається, а зірка лише випаровується, стаючи навіть менше ніж коричневий карлик.

Але зірка з масою менше 0,5 сонячної ніколи не буде в змозі синтезувати гелій навіть після того, як в ядрі припиняться реакції за участю водню. Зоряна оболонка у них недостатньо масивна, щоб подолати тиск, вироблене ядром. До таких зірок відносяться червоні карлики (такі як Проксима Центавра), термін перебування яких на головній послідовності становить сотні мільярдів років. Після припинення в їх ядрі термоядерних реакцій, вони, поступово остигаючи, будуть продовжувати слабо випромінювати в інфрачервоному і мікрохвильовому діапазонах електромагнітного спектра.

Зірки середнього розміру

При досягненні зіркою середньої величини (від 0,4 до 3,4 сонячних мас) фази червоного гіганта, її зовнішні шари продовжують розширюватися, ядро \u200b\u200bстискатися, і починаються реакції синтезу вуглецю з гелію. Синтез вивільняє багато енергії, даючи зірці тимчасову відстрочку. Для зірки за розміром схожої із Сонцем, цей процес може зайняти близько мільярда років.

Зміни у величині испускаемой енергії змушують зірку пройти через періоди нестабільності, що включають в себе зміни в розмірі, температурі поверхні і випуску енергії. Випуск енергії зміщується в бік низькочастотного випромінювання. Все це супроводжується наростаючою втратою маси внаслідок сильних сонячних вітрів і інтенсивних пульсацій. Зірки, що знаходяться в цій фазі, отримали назву зірок пізнього типу, OH -IR зірок або Світу-подібних зірок, в залежності від їх точних характеристик. Викиди газ щодо багатий важкими елементами, виробленими в надрах зірки, такими як кисень і вуглець. Газ утворює розширюється оболонку і охолоджується в міру віддалення від зірки, роблячи можливим утворення частинок пилу і молекул. При сильному інфрачервоному випромінюванні центральної зірки в таких оболонках формуються ідеальні умови для активізації мазерів.

Реакції спалювання гелію дуже чутливі до температури. Іноді це призводить до великої нестабільності. Виникають сильні пульсації, які в кінцевому підсумку повідомляють зовнішніх шарів досить кінетичної енергії, щоб бути викинутими і перетворитися в планетарну туманність. У центрі туманності залишається ядро \u200b\u200bзірки, яке, остигаючи, перетворюється в гелевий білий карлик, як правило, має масу до 0,5-0,6 сонячних і діаметр близько діаметра Землі.

білі карлики

Переважна більшість зірок, і Сонце в тому числі, закінчують еволюцію, стискаючись до тих пір, поки тиск вироджених електронів не врівноважує гравітацію. У цьому стані, коли розмір зірки зменшується в сотню разів, а щільність стає в мільйон разів більша за густину води, зірку називають білим карликом. Вона позбавлена \u200b\u200bджерел енергії і, поступово остигаючи, стає темною і невидимою.

У зірок більш масивних, ніж Сонце, тиск вироджених електронів не може стримати стиснення ядра, і воно триває до тих пір, поки більшість часток не перетвориться на нейтрони, упаковані так щільно, що розмір зірки вимірюється кілометрами, а щільність в 100 млн разів перевищує щільність води. Такий об'єкт називають нейтронної зіркою; його рівновага підтримується тиском виродженого нейтронного речовини.

надмасивні зірки

Після того, як зовнішні шари зірки, з масою більшою ніж п'ять сонячних, розлетілися утворивши червоний надгігант, ядро \u200b\u200bвнаслідок сил гравітації починає стискатися. У міру стиснення збільшуються температура і щільність, і починається нова послідовність термоядерних реакцій. У таких реакціях синтезуються важкі елементи, що тимчасово стримує колапс ядра.

В кінцевому підсумку, разом з формуванням все більш важких елементів періодичної системи, з кремнію синтезується залізо -56. Аж до цього моменту синтез елементів звільняв велика кількість енергії, проте саме ядро \u200b\u200bзаліза -56 має максимальний дефектом маси і утворення більш важких ядер невигідно. Тому коли залізне ядро \u200b\u200bзірки досягає певної величини, то тиск в ньому вже не в змозі протистояти колосальній силі гравітації, і відбувається негайний колапс ядра з нейтронізаціі його речовини.

Те що відбувається в подальшому, не до кінця ясно. Але що б це не було, це в лічені секунди призводить до вибуху наднової зірки неймовірної сили.

Супутній цьому сплеск нейтрино провокує ударну хвилю. Сильні струменя нейтрино і обертове магнітне поле виштовхують більшу частину накопиченого зіркою матеріалу - так звані рассадочние елементи, включаючи залізо і більш легкі елементи. Полова матерія бомбардується виривається з ядра нейтронами, захоплюючи їх і тим самим створюючи набір елементів важче заліза, включаючи радіоактивні, аж до урану (а можливо, навіть до каліфорнія). Таким чином, вибухи наднових пояснюють наявність в міжзоряному речовині елементів важче заліза.

Вибухова хвиля і струменя нейтрино забирають матеріал геть від вмираючої зірки в міжзоряний простір. В подальшому, переміщаючись по космосу, цей матеріал наднової може зіткнутися з іншим космічним сміттям, і можливо, брати участь в утворенні нових зірок, планет або супутників.

Процеси, що протікають при утворенні наднової, до сих пір вивчаються, і поки в цьому питанні немає ясності. Також варто під питанням, що ж насправді залишається від початкової зірки. Проте, розглядаються два варіанти:

нейтронні зірки

Відомо, що в деяких наднових сильна гравітація в надрах надгіганта змушує електрони впасти на атомне ядро, де вони, зливаючись з протонами, утворюють нейтрони. Електромагнітні сили, що розділяють прилеглі ядра, зникають. Ядро зірки тепер є щільну кулю з атомних ядер і окремих нейтронів.

Такі зірки, відомі, як нейтронні зірки, надзвичайно малі - не більше розміру великого міста, І мають неймовірно високу щільність. Період їх звернення стає надзвичайно малий в міру зменшення розміру зірки (завдяки збереженню моменту імпульсу). Деякі роблять 600 обертів на секунду. Коли вісь, яка з'єднує північний і південний магнітний полюси цієї швидко обертається зірки, вказує на Землю, можна зафіксувати імпульс випромінювання, що повторюється через проміжки часу, рівні періоду обертання зірки. Такі нейтронні зірки отримали назву «пульсари», і стали першими відкритими нейтронними зірками.

Чорні діри

Далеко не всі наднові стають нейтронними зірками. Якщо зірка має досить великою масою, то колапс зірки продовжиться і самі нейтрони почнуть критикувати всередину, поки її радіус не стане менше шварцшільдовскім. Після цього зірка стає чорною дірою.

Існування чорних дір було передбачене загальною теорією відносності. Згідно ОТО матерія і інформація не може залишати чорну діру ні за яких умов. Проте, квантова механіка уможливлює виключення з цього правила.

Залишається ряд відкритих питань. Головний серед них: «А чи є чорні діри взагалі?» Адже щоб сказати точно, що даний об'єкт це чорна діра необхідно спостерігати його горизонт подій. Всі спроби це зробити закінчувалися провалом. Але надія поки є, так як деякі об'єкти не можна пояснити без залучення акреції, причому акреції на об'єкт без твердої поверхні, але саме існування чорних дір це не доводить.

Також відкриті питання: чи можливий колапс зірки безпосередньо в чорну діру, минаючи наднову? Чи існують наднові, які згодом стануть чорними дірами? Яке точне вплив початкової маси зірки на формування об'єктів в кінці її життєвого циклу?

Хоча по людської шкалою часу зірки і здаються вічними, вони, подібно до всього сущого в природі, народжуються, живуть і вмирають. Відповідно до загальноприйнятої гіпотези газопилової хмари зірка зароджується в результаті гравітаційного стиснення міжзоряного газопилової хмари. У міру ущільнення такого хмари спочатку утворюється протозвезда,температура в її центрі неухильно зростає, поки не досягає межі, необхідного для того, щоб швидкість теплового руху частинок перевищила поріг, після якого протони здатні подолати макроскопічні сили взаємного електростатичного відштовхування ( см. Закон Кулона) і вступити в реакцію термоядерного синтезу ( см. Ядерний розпад і синтез).

В результаті багатоступінчастої реакції термоядерного синтезу з чотирьох протонів в кінцевому підсумку утворюється ядро \u200b\u200bгелію (2 протона + 2 нейтрона) і виділяється цілий фонтан різноманітних елементарних частинок. В кінцевому стані сумарна маса часток, що утворилися менше маси чотирьох вихідних протонів, а значить, в процесі реакції виділяється вільна енергія ( см. Теорія відносності). Через це внутрішньо ядро \u200b\u200bновонародженої зірки швидко розігрівається до надвисоких температур, і його надлишкова енергія починає вихлюпуватися у напрямку до її менш гарячою поверхні - і назовні. Одночасно тиск в центрі зірки починає рости ( см. Рівняння стану ідеального газу). Таким чином, «спалюючи» водень в процесі термоядерної реакції, зірка не дає силам гравітаційного тяжіння стиснути себе до надщільного стану, протиставляючи гравітаційному колапсу безперервно поновлюваний внутрішнє термічне тиск, в результаті чого виникає сталий енергетичний рівновагу. Про зірок на стадії активного спалювання водню кажуть, що вони знаходяться на «основній фазі» свого життєвого циклу або еволюції ( см. Діаграма Герцшпрунга-Рассела). Перетворення одних хімічних елементів в інші всередині зірки називають ядерним синтезом або нуклеосинтезом.

Зокрема, Сонце знаходиться на активній стадії спалювання водню в процесі активного нуклеосинтеза вже близько 5 мільярдів років, і запасів водню в ядрі для його продовження нашого світила має вистачити ще на 5,5 мільярда років. Чим масивніше зірка, тим більшим запасом водневого палива вона має в своєму розпорядженні, але для протидії силам гравітаційного колапсу їй доводиться спалювати водень з інтенсивністю, що перевищує за темпами зростання темп зростання запасів водню в міру збільшення маси зірки. Таким чином, чим масивніше зірка, тим коротше час її життя, яке визначається вичерпанням запасів водню, і найбільші зірки в буквальному сенсі згорають за «якісь» десятки мільйонів років. Найдрібніші зірки, з іншого боку, «безбідно» живуть сотні мільярдів років. Так що за цією шкалою наше Сонце відноситься до «міцним середнякам».

Рано чи пізно, однак, будь-яка зірка витратить весь придатний для спалювання в своїй термоядерної топці водень. Що далі? Це також залежить від маси зірки. Сонце (і всі зірки, які не перевищують його по масі більш ніж у вісім разів) закінчую своє життя досить банальним чином. У міру виснаження запасів водню в надрах зірки сили гравітаційного стиснення, терпляче чекали цієї години з самого моменту зародження світила, починають брати верх - і під їх впливом зірка починає стискатися і ущільнюватися. Цей процес призводить до двоякого ефекту: Температура в шарах безпосередньо навколо ядра зірки підвищується до рівня, при якому міститься там водень вступає, нарешті, в реакцію термоядерного синтезу з утворенням гелію. У той же час температура в самому ядрі, що складається тепер практично з одного гелію, підвищується настільки, що вже сам гелій - свого роду «попіл» загасаючої первинної реакції нуклеосинтеза - вступає в нову реакцію термоядерного синтезу: з трьох ядер гелію утворюється одне ядро \u200b\u200bвуглецю. Цей процес вторинної реакції термоядерного синтезу, паливом для якого служать продукти первинної реакції, - один з ключових моментів життєвого циклу зірок.

При вторинному згорянні гелію в ядрі зірки виділяється так багато енергії, що зірка починає буквально роздуватися. Зокрема, оболонка Сонця на цій стадії життя розшириться за межі орбіти Венери. При цьому сукупна енергія випромінювання зірки залишається приблизно на тому ж рівні, що і протягом основної фази її життя, але, оскільки випромінюється ця енергія тепер через значно бо_льшую площа поверхні, зовнішній шар зірки остигає до червоної частини спектра. Зірка перетворюється в червоний гігант.

Для зірок класу Сонця після виснаження палива, яке живить вторинну реакцію нуклеосинтеза, знову настає стадія гравітаційного колапсу - на цей раз остаточного. Температура всередині ядра більше не здатна піднятися до рівня, необхідного для початку термоядерної реакції наступного рівня. Тому зірка стискається до тих пір, поки сили гравітаційного тяжіння НЕ будуть врівноважені наступним силовим бар'єром. В його ролі виступає тиск виродженого електронного газу(см. Межа Чандрасекара). Електрони, до цієї стадії грали роль безробітних статистів в еволюції зірки, не беручи участь в реакціях ядерного синтезу і вільно переміщаючись між ядрами, що знаходяться в процесі синтезу, на певній стадії стиснення виявляються позбавленими «життєвого простору» і починають «чинити опір» подальшого гравітаційного стиску зірки. Стан зірки стабілізується, і вона перетворюється в виродженого білого карлика,який буде випромінювати в простір залишкове тепло, поки не охолоне остаточно.

Зірки більш масивні, ніж Сонце, чекає куди більш видовищний кінець. Після згоряння гелію їх маса при стисненні виявляється достатньою для розігріву ядра і оболонки до температур, необхідних для запуску наступних реакцій нуклеосинтеза - вуглецю, потім кремнію, магнію - і так далі, у міру зростання ядерних мас. При цьому на початку кожної нової реакції в ядрі зірки попередня триває в її оболонці. Насправді, все хімічні елементи аж до заліза, з яких складається Всесвіт, утворилися саме в результаті нуклеосинтеза в надрах вмираючих зірок цього типу. Але залізо - це межа; воно не може служити паливом для реакцій ядерного синтезу або розпаду ні при яких температурах і тисках, оскільки як для його розпаду, так і для додавання до нього додаткових нуклонів необхідний приплив зовнішньої енергії. В результаті масивна зірка поступово накопичує в собі залізне ядро, яке не здатне послужити паливом ні для яких подальших ядерних реакцій.

Як тільки температура і тиск усередині ядра досягають певного рівня, електрони починають вступати у взаємодію з протонами ядер заліза, в результаті чого утворюються нейтрони. І за дуже короткий відрізок часу - деякі теоретики вважають, що на це йдуть лічені секунди, - вільні протягом всієї попередньої еволюції зірки електрони буквально розчиняються в протонах ядер заліза, вся речовина ядра зірки перетворюється на суцільний згусток нейтронів і починає стрімко стискатися в гравітаційному колапсі , оскільки протидіяти йому тиск виродженого електронного газу падає до нуля. Зовнішня оболонка зірки, з під якої виявляється вибита всяка опора, обрушується до центру. Енергія зіткнення обрушилася зовнішньої оболонки з нейтронним ядром настільки висока, що вона з величезною швидкістю відскакує і розлітається на всі боки від ядра - і зірка буквально вибухає в сліпучої спалаху наднової зірки. За лічені секунди при спалаху наднової може виділитися в простір більше енергії, ніж виділяють за цей же час всі зірки галактики разом узяті.

Після спалаху наднової і розльоту оболонки у зірок масою близько 10-30 сонячних мас триває гравітаційний колапс призводить до утворення нейтронної зірки, речовина якої стискається до тих пір, поки не починає даватися взнаки тиск вироджених нейтронів -іншими словами, тепер уже нейтрони (подібно до того, як раніше це робили електрони) починають противитися подальшому стисненню, вимагаючи собіжиттєвого простору. Це зазвичай відбувається після досягнення зіркою розмірів близько 15 км в діаметрі. В результаті утворюється швидко обертається нейтронна зірка, що випускає електромагнітні імпульси з частотою її обертання; такі зірки називаються пульсарами. Нарешті, якщо маса ядра зірки перевищує 30 сонячних мас, ніщо не в силах зупинити її подальше гравітаційний колапс, і в результаті спалаху наднової утворюється

Горіння водню - найтриваліша стадія в житті зірки, що пов'язано з початковим великим достатком водрод (70 по масі) і великий калорійністю () перетворення водню в гелій, що становить близько 70 енергії, одержуваної в ланцюжку послідовних термоядерних перетворень водню в елемент c найбільшою енергією зв'язку на нуклон (МеВ / нуклон). Фотонна світність зірок на головній послідовності, де горить водень, як правило менше, ніж на наступних стадіях еволюції, а їх нейтрино свтімость значно менше, тому що центральні температури не перевищують K. Тому більшість зірок в Галактиці і у Всесвіті є зірками головної послідовності.

Після закінчення горіння водню в ядрі зірка відходить вправо від головної послідовності на діаграмі ефективна температура - світність (діаграма Герцшпрунга-Рассела), її ефективна температура зменшується, і зірка переміщається в область червоних гігантів. Це пов'язано з конвективним переносом енергії від шарового водневого джерела, розташованого безпосередньо поблизу гелиевого ядра. У самому ядрі температура через гравітаційного стиснення поступово підвищується, і при температурі і щільності г / см починається горіння гелію. ( зауваження: Так як в природі немає стійких елементів з атомними номерами 5 і 8, неможлива реакція, а берилій-8 розпадається на 2 альфа-частинки

Виділення енергії на грам при горінні гелію приблизно на порядок менше, ніж при горінні водню. Тому час життя і число зірок на цій стадії еволюції значно менше, ніж зірок головної послідовності. Але завдяки високій світності (стадія червоного гіганта або надгіганта) ці зірки добре вивчені.

Найбільш важлива реакція - - процес: Енергія суми трьох альфа-частинок на 7.28 МеВ перевищує енергію спокою ядра вуглецю-12. Тому щоб реакція ефективно йшла, потрібен "відповідний" енергетичний рівень ядра вуглецю-12. Такий рівень (з енергією 7.656 МеВ) у ядра є, тому 3-реакція в зірках носить резонансний характер і тому йде з достатньою швидкістю. Дві альфа-частинки утворюють корткожівущее ядро:. Час життя близько c, але є ймовірність приєднання ще однієї альфа-частинки з образованеім порушеної ядра вуглецю-12:. Порушення знімається народженням пари, а не фотоном, тому що фотонний перехід з цього рівня заборонений правилами відбору:. Зауважимо, що утворюється атом в основному відразу ж "розвалюється" на Be і He і в кінцевому рахунку на 3 альфа-частинки, і тільки в одному випадку з 2500 відбувається перехід на основний рівень з виділенням 7.65 МеВ енергії, що буря парою.

Швидкість подальшої реакції

сильно залежить від температури (яка визначається масою зірки), тому остаточний результат горіння гелію в масивних зірках - освіту вуглецевого, вуглецево-кисневого або чисто кисневого ядра.

На наступних стадіях еволюції масивних зірок в центральних областях зірки при високих температурах відбуваються реакції безпосереднього злиття важких ядер. Енерговиділення в реакціях горіння порівняно з енерговиділенням в -реакція, проте потужний нейтринне випромінювання через високу температуру (K) робить час життя зірки на цих стадіях багато менше, ніж час горіння гелію. Ймовірність виявлення таких зірок вкрай мала, і в даний час немає жодного упевненого ототожнення зірки в спокійному стані, що виділяє енергію за рахунок горіння або більш важких елементів.

Рис. 7.1 Розрахунок еволюції зірки з початковою масою 22 як функція часу з моменту загоряння водню в ядрі до початку колапсу. Час (в логарифмічному масштабі) відраховується від моменту початку колапсу. По осі ординат - маса в сонячних одиницях, яка відлічується від центру. Відзначено стадії термоядерного горіння різних елементів (включаючи шарові джерела). Кольором показана інтенсивність нагріву (синій) і нейтринного охолодження (фіолетовий). Штрихуванням відзначені конвективно-нестійкі області зірки. Розрахунки Heger A., \u200b\u200bWoosley S. (Малюнок з огляду Langanke K., Martinez-Pinedo G., 2002 nucl-th / 0203071)

Зірки: їх народження, життя і смерть [Видання третє, перероблене] Шкловський Йосип Самуїлович

Глава 12 Еволюція зірок

Глава 12 Еволюція зірок

Як уже підкреслювалося в § 6, переважна більшість зірок змінює свої основні характеристики (світність, радіус) дуже повільно. У кожен даний момент їх можна розглядати як знаходяться в стані рівноваги - обставина, яким ми широко користувалися для з'ясування природи зоряних надр. Але повільність змін - це ще не означає відсутність їх. Вся справа в терміни еволюції, яка для зірок повинна бути абсолютно неминучою. У найзагальнішому вигляді задача про еволюцію якої-небудь зірки може бути поставлена \u200b\u200bв такий спосіб. Припустимо, що є зірка з даної масою і радіусом. Крім того, відомий її первісний хімічний склад, який вважатимемо постійним по всьому об'єму зірки. Тоді її світність випливає з розрахунку моделі зірки. В процесі еволюції хімічний склад зірки неминуче повинен змінюватися, так як через підтримують її світність термоядерних реакцій вміст водню необоротно зменшується з часом. Крім того, хімічний склад зірки перестане бути однорідним. Якщо в її центральній частині процентний вміст водню помітно зменшиться, то на периферії воно залишиться практично незмінним. Але це означає, що в міру еволюції зірки, пов'язаної з «вигоранням» її ядерного пального, повинна змінюватися сама модель зірки, а отже, її структура. Слід очікувати зміни світності, радіуса, поверхневої температури. Як наслідок таких серйозних змін, зірка поступово змінюватиме своє місце на діаграмі Герцшпрунга - Рассела. Слід собі уявити, що вона на даній діаграмі опише деяку траєкторію або, як прийнято говорити, «трек».

Проблема еволюції зірок, безсумнівно, належить до числа найфундаментальніших проблем астрономії. По суті, питання полягає в тому, як народжуються, живуть, «старіють» і вмирають зірки. Саме цій проблемі присвячена справжня книга. Ця проблема за самою своєю суттю є комплексної. Вона вирішується цілеспрямованими дослідженнями представників різних галузей астрономії - спостерігачів і теоретиків. Адже вивчаючи зірки, ніяк не можна відразу сказати, які з них знаходяться в генетичну спорідненість. Взагалі ця проблема виявилася дуже важкою і кілька десятиліть зовсім не піддавалася вирішенню. Більш того, аж до порівняно недавнього часу зусилля дослідників часто йшли в абсолютно хибному напрямку. Так, наприклад, сама наявність головної послідовності на діаграмі Герцшпрунга - Рассела «надихнуло» багатьох наївних дослідників на уявлення, що зірки еволюціонують уздовж цієї діаграми від гарячих блакитних гігантів до червоних карликів. Але так як існує співвідношення «маса - світність», згідно з яким маса зірок, розташованих уздовж головної послідовності, повинна безперервно спадати, згадані дослідники наполегливо вважали, що еволюція зірок в зазначеному напрямку повинна супроводжуватися безперервної і до того ж дуже значною втратою їх маси.

Все це виявилося невірним. Поступово питання про шляхи еволюції зірок прояснився, хоча окремі деталі проблеми все ще далекі від вирішення. Особлива заслуга в розумінні процесу еволюції зірок належить астрофізикам-теоретикам, фахівцям з внутрішньою будовою зірок і перш за все американському вченому М. Шварцшильда і його школі.

Ранній етап еволюції зірок, пов'язаний з процесом їх конденсації з міжзоряного середовища, було розглянуто в кінці першої частини цієї книги. Там, власне кажучи, мова йшла навіть не про зірок, а про протозірку. Останні, безперервно стискаючись під дією сили тяжіння, стають все більш компактними об'єктами. Температура їх надр при цьому безперервно зростає (див. Формулу (6.2)), поки не стане порядку декількох мільйонів кельвінів. При такій температурі в центральних областях протозвезд «включаються» перші термоядерні реакції на легких ядрах (дейтерій, літій, берилій, бор), у яких «кулонівський бар'єр» порівняно низький. Коли підуть ці реакції, стиснення протозірки сповільниться. Однак досить швидко легкі ядра «вигорить», так як їх велика кількість невелика, і стиснення протозірки триватиме майже з колишньою швидкістю (див. Рівняння (3.6) в першій частині книги), протозвезда «стабілізується», т. Е. Перестане стискатися, тільки після того як температура в її центральній частині підніметься настільки, що «включаться» протон-протонна або вуглецево-азотна реакції. Вона прийме рівноважну конфігурацію під дією сил власної гравітації і перепаду газового тиску, які практично точно компенсують один одного (див. § 6). Власне кажучи, з цього моменту протозвезда і стає зіркою. Молода зірка «сідає» на своє місце десь на головній послідовності. Точне її місце на головній послідовності визначається значенням початкової маси протозірки. Масивні протозвезди «сідають» на верхню частину цієї послідовності, протозвезди з порівняно невеликою масою (менше сонячної) «сідають» на її нижню частину. Таким чином, протозвезди безперервно «входять» в головну послідовність на всій її довжині, так би мовити, «широким фронтом».

«Протозвездной» стадія еволюції зірок досить швидкоплинна. Найпотужніші зірки проходять цю стадію всього лише за кілька сотень тисяч років. Тому не дивно, що число таких зірок в Галактиці невелика. Тому не так-то просто їх спостерігати, особливо якщо врахувати, що місця, де відбувається процес зореутворення, як правило, занурені в які поглинають світло пилові хмари. Зате після того як вони «пропишуться на своїй постійній площі» на головній послідовності діаграми Герцшпрунга - Рассела, ситуація різко зміниться. Протягом досить тривалого часу вони перебуватимуть на цій частині діаграми, майже не змінюючи своїх властивостей. Тому основна частина зірок спостерігається на зазначеній послідовності.

Структура моделей зірки, коли вона ще порівняно недавно «села» на головну послідовність, визначається моделлю, обчисленої в припущенні, що її хімічний склад однаковий у всьому обсязі ( «однорідна модель»; див. Рис. 11.1, 11.2). У міру "вигорання" водню стан зірки буде дуже повільно, але неухильно змінюватися, внаслідок чого зображає зірку точка буде описувати певний «трек» на діаграмі Герцшпрунга - Рассела. Характер зміни стану зірки істотно залежить від того, перемішується чи речовина в її надрах чи ні. У другому випадку, як ми бачили для деяких моделей в попередньому параграфі, в центральній області зірки велика кількість водню стає через ядерних реакцій помітно меншим, ніж на периферії. Така зірка може описуватися тільки неоднорідною моделлю. Але можливий і інший шлях зоряної еволюції: перемішування відбувається в усьому обсязі зірки, яка з цієї причини завжди зберігає «однорідний» хімічний склад, хоча вміст водню з часом буде безперервно зменшуватися. Заздалегідь сказати, яка з цих можливостей реалізується в природі, було неможливо. Звичайно, в конвективних зонах зірок завжди йде інтенсивний процес перемішування речовини і в межах цих зон хімічний склад повинен бути постійний. Але і для тих областей зірок, де домінує перенесення енергії шляхом випромінювання, перемішування речовини також цілком можливо. Адже ніколи не можна виключити систематичних досить повільних рухів великих мас речовини з невеликими швидкостями, які приведуть до перемішування. Такі рухи можуть виникнути через деяких особливостей обертання зірки.

Обчислені моделі якої-небудь зірки, у якої при постійній масі систематично змінюється як хімічний склад, так і міра неоднорідності, утворюють так звану «еволюційну послідовність». Наносячи на діаграму Герцшпрунга - Рассела точки, що відповідають різним моделям еволюційної послідовності зірки, можна отримати її теоретичний трек на цій діаграмі. Виявляється, що якщо б еволюція зірки супроводжувалася повним перемішуванням її речовини, треки були б спрямовані від головної послідовності вліво. Навпаки, теоретичні еволюційні треки для неоднорідних моделей (т. Е. За відсутності повного перемішування) завжди ведуть зірку направо від головної послідовності. Який же з двох теоретично обчислених шляхів зоряної еволюції правильний? Як відомо, критерій істини є практика. В астрономії практика, - це результати спостережень. Подивимося на діаграму Герцшпрунга - Рассела для зоряних скупчень, зображену на рис. 1.6, 1.7 і 1.8. Ми там не знайдемо зірок, розташованих вгорі і зліва від головної послідовності. Зате є дуже багато зірок справа від неї - це червоні гіганти і субгіганти. Отже, такі зірки ми можемо розглядати як залишають головну послідовність в процесі своєї еволюції, що не супроводжується повним перемішуванням речовини в їхніх надрах. Пояснення природи червоних гігантів - одне з найбільших досягнень теорії еволюції зірок [30]. Сам по собі факт існування червоних гігантів означає, що еволюція зірок, як правило, не супроводжується перемішуванням речовини у всьому їхньому обсязі. Розрахунки показують, що в міру еволюції зірки розміри і маса її конвективного ядра безперервно зменшуються [31].

Очевидно, що сама по собі еволюційна послідовність моделей зірки ще нічого не говорить про темпах зоряної еволюції. Тимчасова шкала еволюції може бути отримана з аналізу зміни хімічного складу у різних членів еволюційної послідовності моделей зірки. Можна визначити деякий середній вміст водню в зірці, «зважене» по її обсягу. Позначимо це середній вміст через X. Тоді, очевидно, зміна з часом величини X визначає світність зірки, так як вона пропорційна кількості термоядерної енергії, що виділилася в зірці за одну секунду. Тому можна написати:

(12.1)

Кількість енергії, що виділяється при ядерному перетворенні одного грама речовини, символ

означає зміну величини X за одну секунду. Ми можемо визначити вік зірки як проміжок часу, що пройшов з того моменту, коли вона «села» на головну послідовність, т. Е. В її надрах почалися ядерні водневі реакції. Якщо для різних членів еволюційної послідовності відомі величина світимості і середній вміст водню X, То не становить труднощів з рівняння (12.1) визначити вік якої-небудь певної моделі зірки на її еволюційної послідовності. Той, хто знає основи вищої математики, зрозуміє, що з рівняння (12.1), що є простим диференціальним рівнянням, вік зірки

визначається як інтеграл

Підсумовуючи проміжки часу

12, ми, очевидно, отримаємо інтервал часу

Минулий від початку еволюції зірки. Саме ця обставина і висловлює формула (12.2).

На рис. 12.1 наведені теоретично розраховані еволюційні треки для порівняно масивних зірок. Починають вони свою еволюцію на нижній кромці головної послідовності. У міру вигоряння водню такі зірки переміщаються за своїми треках в загальному напрямку поперек головної послідовності, не виходячи за її межі (т. е. залишаючись в межах її ширини). Цей етап еволюції, пов'язаний з перебуванням зірок на головній послідовності, є найтривалішим. Коли вміст водню в ядрі такої зірки стане близьким до 1%, темпи еволюції прискоряться. Для підтримки енерговиділення на необхідному рівні при різко зменшився вміст водневого «палива» необхідно в якості «компенсації» збільшення температури ядра. І тут, як і в багатьох інших випадках, зірка сама регулює свою структуру (див. § 6). Збільшення температури ядра досягається шляхом стиснення зірки як цілого. З цієї причини еволюційні треки круто повертають наліво, т. Е. Температура поверхні зірки зростає. Дуже скоро, проте, стиснення зірки припиняється, так як весь водень в ядрі вигорає. Зате «включається» нова область ядерних реакцій - тонка оболонка навколо вже «мертвого» (хоча і дуже гарячого) ядра. У міру подальшої еволюції зірки ця оболонка все далі і далі відходить від центру зірки, тим самим збільшуючи масу «вигорілого» гелиевого ядра. Одночасно буде відбуватися процес стиснення цього ядра і його розігрів. Однак при цьому зовнішні шари такої зірки починають швидко і дуже сильно «розбухати». Це означає, що при мало що змінюється потоці поверхнева температура значно зменшується. Її еволюційний трек круто повертає направо і зірка набуває всіх ознак червоного надгіганта. Так як до такого стану зірка після припинення стиснення наближається досить швидко, майже немає зірок, що заповнюють на діаграмі Герцшпрунга - Рассела розрив між головною послідовністю і гілкою гігантів і надгігантів. Це добре видно на таких діаграмах, побудованих для відкритих скупчень (див. Рис. 1.8). Подальша доля червоних надгігантів ще недостатньо добре вивчена. До цього важливого питання ми повернемося в наступному параграфі. Розігрів ядра може відбуватися аж до дуже високих температур, близько сотні мільйонів кельвінів. При таких температурах «включається» потрійна гелієва реакція (див. § 8). Виділяється при цій реакції енергія зупиняє подальше стиснення ядра. Після цього ядро \u200b\u200bзлегка розшириться, а радіус зірки зменшиться. Зірка стане гаряче і зрушиться вліво на діаграмі Герцшпрунга - Рассела.

Дещо по-іншому протікає еволюція у зірок з меншою масою, наприклад, M

1, 5M

Зауважимо, що еволюцію зірок, маса яких менша за масу Сонця, взагалі недоцільно розглядати, так як час перебування їх в межах головної послідовності перевищує вік Галактики. Ця обставина робить проблему еволюції зірок з малою масою «нецікавою» або, краще сказати, «неактуальною». Зауважимо тільки, що зірки з малою масою (менше ніж

0, 3 сонячної) залишаються повністю «конвективними» навіть тоді, коли вони перебувають на головній послідовності. «Променисте» ядро \u200b\u200bу них так ніколи і не утворюється. Ця тенденція добре видна в разі еволюції протозвезд (див. § 5). Якщо маса останніх порівняно велика, променисте ядро \u200b\u200bутворюється ще до того, як протозвезда «сяде» на головну послідовність. А маломасивні об'єкти як на протозвездной, так і на зоряній стадії залишаються повністю конвективними. У таких зірок температура в центрі недостатньо велика для того, щоб протон-протонний цикл повністю працював. Він обривається на освіту ізотопу 3 Не, а «нормальний» 4 Чи не вже не синтезується. За 10 мільярдів років (що близько до віку найстаріших зірок цього типу) в 3 Чи не перетвориться близько 1% водню. Отже, можна очікувати, що велика кількість 3 Не по відношенню до 1 Н буде аномально велика - близько 3%. На жаль, поки немає можливості перевірити це передбачення теорії спостереженнями. Зірки з такою малою масою - це червоні карлики, температура поверхні яких абсолютно недостатня для збудження ліній гелію в оптичній області. В принципі, проте, в далекій ультрафіолетової частини спектра резонансні лінії поглинання могли б спостерігатися методами ракетної астрономії. Однак надзвичайна слабкість безперервного спектра виключає навіть цю проблемну можливість. Слід, однак, зауважити, що істотна, а то й більшість червоних карликів є спалахують зірки типу UV Кита (див. § 1). Сам феномен швидко повторюваних спалахів у таких карликових холодних зірок безсумнівно пов'язаний з конвекцією, якої охоплено весь їх обсяг. Під час спалахів спостерігаються лінії випромінювання. Може бути, вдасться спостерігати і лінії 3 Не у таких зірок? Якщо маса протозвезди менше ніж 0 , 08M

Те температура в її надрах настільки мала, що ніякі термоядерні реакції вже не можуть зупинити стиснення на стадії головної послідовності. Такі зірки будуть безупинно стискуватися, поки не стануть білими карликами (точніше, виродженими червоними карликами). Повернемося, однак, до еволюції більш масивних зірок.

На рис. 12.2 наведено еволюційний трек зірки з масою, що дорівнює 5 M

Згідно найбільш детальним розрахунками, виконаними за допомогою ЕОМ. На цьому треку цифрами відзначені характерні етапи еволюції зірки. У поясненнях до малюнка вказані терміни проходження кожного етапу еволюції. Зазначимо тут тільки, що ділянці еволюційного треку 1-2 відповідає головна послідовність, ділянці 6-7 - стадія червоного гіганта. Цікаво зменшення світності на ділянці 5-6, пов'язане з витратою енергії на «розбухання» зірки. На рис. 12.3 аналогічні теоретично розраховані треки наведені для зірок різної маси. Цифри, які відзначають різні фази еволюції, мають таке ж значення, що і на рис. 12.2.

Рис. 12.2:Еволюційний трек зірки з масою 5 M , (1-2) - горіння водню в конвективному ядрі, 6 , 44 10 7 років; (2-3) - загальне стиснення зірки, 2 , 2 10 6 років; (3-4) - загоряння водню в шаруватому джерелі, 1 , 4 10 5 років; (4-5) - горіння водню в товстому шарі, 1 , 2 10 6 років; (5-6) - розширення конвективного оболонки, 8 10 5 років; (6-7) - фаза червоного гіганта, 5 10 5 років; (7-8) - загоряння гелію в ядрі, 6 10 6 років; (8-9) - зникнення конвективного оболонки, 10 6 років; (9-10) - горіння гелію в ядрі, 9 10 6 років; (10-11) - вторинне розширення конвективного оболонки, 10 6 років; (11-12) - стиснення ядра в міру вигоряння гелію; (12-13-14) - шаруватий гелевий джерело; (14-?) - нейтрино втрати, червоний надгігант.

З простого розгляду еволюційних треків, зображених на рис. 12.3, слід, що більш-менш масивні зірки досить «звивистих» шляхом йдуть з головної послідовності, утворюючи гілка гігантів на діаграмі Герцшпрунга - Рассела. Характерний дуже швидке зростання світності зірок з меншою масою в міру їх еволюції в напрямку червоних гігантів. Різниця в еволюції таких зірок у порівнянні з більш масивними полягає в тому, що у перших утворюється дуже щільне, вироджені ядро. Таке ядро, через великий тиск виродженого газу (див. § 10), здатне «утримувати» вагу лежачих вище шарів зірки. Воно майже не буде стискатися, а отже, сильно нагріватися. Тому «потрійна» гелієва реакція якщо і включиться, то набагато пізніше. За винятком фізичних умов, в області близько центру структура таких зірок буде схожа на структуру потужніших. Отже, їх еволюція після вигоряння водню в центральній області також буде супроводжуватися «розбуханням» зовнішньої оболонки, що призведе їх треки в область червоних гігантів. Однак на відміну від більш масивних надгігантів, їх ядра будуть складатися з дуже щільної виродженого газу (див. Схему на рис. 11.4).

Мабуть, найбільш видатним досягненням розвиненою в цьому параграфі теорії зоряної еволюції є пояснення нею всіх особливостей діаграми Герцшпрунга - Рассела для скупчень зірок. Опис цих діаграм було вже дано в § 1. Як вже говорилося в зазначеному параграфі, вік всіх зірок в даному скупченні слід вважати однаковим. Так само однаковим повинен бути первинний хімічний склад цих зірок. Адже всі вони утворилися з одного і того ж (правда, досить великого) агрегату міжзоряного середовища - газово-пилового комплексу. Різні зоряні скупчення повинні відрізнятися один від одного насамперед віком і, крім того, початковий хімічний склад кульових скупчень повинен різко відрізнятися від складу розсіяних скупчень.

Лінії, уздовж яких на діаграмі Герцшпрунга - Рассела розташовуються зірки скупчень, жодним чином не означають їх еволюційні треки. Ці лінії суть геометричне місце точок на зазначеній діаграмі, де зірки з різними масами мають однаковий вік. Якщо ми хочемо порівняти теорію зоряної еволюції з результатами спостережень, перш за все слід побудувати теоретично «лінії однакового віку» для зірок з різними масами і однаковим хімічним складом. Вік зірки на різних етапах її еволюції можна визначити, скориставшись формулою (12.3). При цьому необхідно користуватися теоретичними треками зоряної еволюції типу тих, які зображені на рис. 12.3. На рис. 12.4 наведені результати обчислень для восьми зірок, маси яких змінюються в межах від 5,6 до 2,5 сонячної маси. На еволюційних треках кожної з цих зірок відзначені точками положення, які відповідають зірки займуть через сто, двісті, чотириста і вісімсот мільйонів років своєї еволюції від початкового стану на нижній кромці головної послідовності. Криві, що проходять через відповідні точки для різних зірок, і є «криві однакового віку». У нашому випадку розрахунки велися для досить масивних зірок. Розраховані проміжки часу їх еволюції охоплюють принаймні 75% терміну їх «активного життя», коли вони випромінюють яку вироблено в їхніх надрах термоядерну енергію. Для самих масивних зірок еволюція доходить до стадії вторинного стиснення, що настає після повного вигоряння водню в їх центральних частинах.

Якщо порівняти отриману теоретичну криву рівного віку з діаграмою Герцшпрунга - Рассела для молодих зоряних скупчень (див. Рис. 12.5, а також 1.6), то мимоволі впадає в очі її разючу подібність з основною лінією цього скупчення. У повній відповідності з головним положенням теорії еволюції, згідно з яким більш масивні зірки швидше йдуть з головної послідовності, діаграма на рис. 12.5 ясно вказує, що верхня частина цієї послідовності зірок в скупченні загинається вправо. Місце головної послідовності, де зірки починають помітно від неї відхилятися, знаходиться тим «нижче», чим більше вік скупчення. Вже одна ця обставина дозволяє безпосередньо порівнювати вік різних зоряних скупчень. У старих скупчень головна послідовність обривається зверху десь близько спектрального класу А. У молодих скупчень поки ще «ціла» вся головна послідовність, аж до гарячих масивних зірок спектрального класу В. Наприклад, така ситуація видна на діаграмі для скупчення NGC 2264 (рис. 1.6). І дійсно, обчислена для цього скупчення лінія однакового віку Дає термін його еволюції всього лише в 10 мільйонів років. Таким чином, це скупчення народилося «на пам'яті» древніх предків людини - рамапітек ... Значно більш старе скупчення зірок - Плеяди, діаграма якого зображена на рис. 1.4, має цілком «середній» вік близько 100 мільйонів років. Там ще збереглися зірки спектрального класу В7. А ось скупчення в Гиадами (див. Рис. 1.5) досить старе - його вік близько одного мільярда років, і тому головна послідовність починається тільки з зірок класу А.

Теорія еволюції зірок пояснює ще одну цікаву особливість діаграми Герцшпрунга - Рассела для «молодих» скупчень. Справа в тому, що терміни еволюції для маломасивних карликових зірок дуже великі. Наприклад, багато хто з них за 10 мільйонів років (термін еволюції скупчення NGC 2264) ще не пройшли стадію гравітаційного стиснення і, строго кажучи, є навіть не зірками, а протозірку. Такі об'єкти, як ми знаємо, розташовуються справа від діаграми Герцшпрунга - Рассела (див. рис. 5.2, де еволюційні треки зірок починаються на ранній стадії гравітаційного стиснення). Якщо тому у молодого скупчення карликові зірки ще «не сіли» на головну послідовність, нижня частина останньої буде у такого скупчення зміщена вправо, що і спостерігається (див. рис. 1.6). Наше Сонце, як ми вже говорили вище, не дивлячись на те, що воно вже «вичерпала» помітну частину своїх «водневих ресурсів», ще не вийшло з смуги головної послідовності діаграми Герцшпрунга - Рассела, хоча воно і еволюціонує близько 5 мільярдів років. Розрахунки показують, що «молоде», нещодавно «сіло» на головну послідовність Сонце випромінювало на 40% менше, ніж зараз, причому його радіус був всього лише на 4% менше сучасного, а температура поверхні дорівнювала 5200 К (зараз 5700 К).

Теорія еволюції невимушено пояснює особливості діаграми Герцшпрунга - Рассела для кульових скупчень. Перш за все це дуже старі об'єкти. Їх вік лише ненабагато менше віку Галактики. Це ясно випливає з майже повної відсутності на цих діаграмах зірок верхній частині головної послідовності. Нижня частина головної послідовності, як уже говорилося в § 1, складається з субкарликов. З спектроскопических спостережень відомо, що субкарлики дуже бідні важкими елементами - їх там може бути в десятки разів менше, ніж у «звичайних» карликів. Тому первісний хімічний склад кульових скупчень істотно відрізнявся від складу речовини, з якого утворилися розсіяні скупчення: там було занадто мало важких елементів. На рис. 12.6 представлені теоретичні еволюційні треки зірок з масою 1,2 сонячної (це близько до маси зірки, яка встигла проеволюціоніровать за 6 мільярдів років), але з різним початковим хімічним складом. Чітко видно, що після того як зірка «зійшла» з головної послідовності, світність для однакових фаз еволюції при малому вмісті металів буде значно вище. Одночасно ефективні температури поверхні у таких зірок будуть вище.

На рис. 12.7 показані еволюційні треки маломасивних зірок з малим вмістом важких елементів. На цих кривих точками вказані положення зірок після шести мільярдів років еволюції. З'єднує ці точки більш жирна лінія, очевидно, є лінія однакового віку. Якщо порівняти цю лінію з діаграмою Герцшпрунга - Рассела для кульового скупчення М 3 (див. Рис. 1.8), то відразу ж впадає в очі повний збіг цієї лінії з лінією, по якій «йдуть» з головної послідовності зірки цього скупчення.

На наведеній на рис. 1.8 діаграмі видно також горизонтальна гілка, що відхиляється від послідовності гігантів наліво. Мабуть, вона відповідає зіркам, в надрах яких йде «потрійна» гелієва реакція (див. § 8). Таким чином, теорія еволюції зірок пояснює всі особливості діаграми Герцшпрунга - Рассела для кульових скупчень їх «древнім віковим групам» і малим кількістю важких елементів [32].

Дуже цікаво, що у скупчення в Гиадами спостерігається кілька білих карликів, а в Плеядах - немає. Обидва скупчення порівняно близькі до нас, тому різними «умовами видимості» це цікаве відмінність між двома скупченнями пояснити не можна. Але ми вже знаємо, що білі карлики утворюються на заключній стадії червоних гігантів, маси яких порівняно невеликі. Тому для повної еволюції такого гіганта необхідно чимало часу - принаймні мільярд років. Це час «пройшло» у скупчення в Гиадами, але «ще не настав» в Плеядах. Саме тому в першому скупченні є вже кілька білих карликів, а в другому - немає.

На рис. 12.8 представлена \u200b\u200bзведена схематична діаграма Герцшпрунга - Рассела для ряду скупчень, розсіяних і кульових. На цій діаграмі ефект відмінності вікових груп у різних скупчень видно цілком чітко. Таким чином, є всі підстави стверджувати, що сучасна теорія будови зірок і заснована на ній теорія зоряної еволюції змогли невимушено пояснити основні результати астрономічних спостережень. Безсумнівно, це є одним з найбільш видатних досягнень астрономії XX століття.

З книги Зірки: їх народження, життя і смерть [Видання третє, перероблене] автора Шкловський Йосип Самуїлович

Глава 3 Газово-пилові комплекси міжзоряного середовища - колиска зірок Характернейшей особливістю міжзоряного середовища є велика різноманітність наявних в ній фізичних умов. Там є, по-перше, зони Н I і зони Н II, кінетична температура яких розрізняється

З книги Заборонений Тесла автора Горьковський Павло

Глава 5 Еволюція протозвезд і протозвездной оболонок У § 3 ми досить детально розглядали питання про конденсації в протозірки щільних холодних молекулярних хмар, на які через гравітаційної нестійкості розпадається газово-пилової комплекс міжзоряного

З книги Теорія Всесвіту автора Етернус

Глава 8 Ядерні джерела енергії випромінювання зірок У § 3 ми вже говорили про те, що джерелами енергії Сонця і зірок, що забезпечують їх світність протягом гігантських «космогонічних» проміжків часу, що обчислюються для зірок не дуже великої маси мільярдами

З книги Цікаво про астрономію автора Томілін Анатолій Миколайович

Глава 11 Моделі зірок У § 6 ми отримали основні характеристики зоряних надр (температура, щільність, тиск), використовуючи метод грубих оцінок величин, що входять в рівняння, що описують стану рівноваги зірок. Хоча ці оцінки дають правильне уявлення про

З книги Десять великих ідей науки. Як влаштований наш світ. автора Еткінз Пітер

Глава 14 Еволюція зірок в тісних подвійних системах В попередньому параграфі досить докладно розглядалася еволюція зірок. Необхідно, однак, зробити важливе застереження: мова йшла про еволюцію одиночних, ізольованих зірок. Як же буде протікати еволюція зірок, що утворюють

З книги распространненость життя і унікальність розуму? автора Мосевіцкій Марк Ісаакович

Глава 20 Пульсари і туманності - залишки спалахів наднових зірок Власне кажучи, висновок про те, що пульсари - це швидко обертаються нейтронні зірки, аж ніяк не був несподіванкою. Можна сказати, що його підготувало всі розвиток астрофізики за попереднє

З книги Початок нескінченності [Пояснення, які змінюють світ] автора Дойч Девід

З книги Повернення часу [Від античної космогонії до космології майбутнього] автора Смолін Лі

З книги Інтерстеллар: наука за кадром автора Торн Кіп Стівен

1. Сонце - мірило зірок Зірки - сонця. Сонце - зірка. Сонце величезне. А зірки? Як міряти зірки? Які гирі брати для зважування, які мірки для вимірювання діаметрів? Чи не підійде для цієї мети саме Сонце - зірка, про яку ми знаємо більше, ніж про всі світила

З книги автора

З книги автора

З книги автора

15. Еволюція культури Ідеї, які виживають Культура - це набір ідей, які обумовлюють в деяких аспектах подібне поводження їхніх носіїв. Під ідеями я маю на увазі будь-яку інформацію, яка може зберігатися в голові людини і впливати на його поведінку. Таким

З книги автора

Еволюція мемів У класичному науково-фантастичному оповіданні Айзека Азімова «Остряк» (Jokester), написаному в 1956 році, головний персонаж - вчений, який досліджує анекдоти. Він з'ясовує, що, хоча багато людей іноді роблять дотепні, оригінальні зауваження, ніхто ніколи не

З книги автора

16. Еволюція творчого мислення

З книги автора

З книги автора

Відстані до найближчих зірок Найближча (не рахуючи Сонця) зірка, в системі якої може знайтися планета, придатна для життя, - це тау Кіта. Вона знаходиться в 11,9 світлового року від Землі; тобто, подорожуючи зі швидкістю світла, до неї можна буде дістатися