Происхождение и эволюция звезд

Соответственно  упомянутым последовательностям звезд  на диаграмме спектр – светимость сегодня выделяются классы светимости. Каждая звезда в зависимости от величины ее светимости и спектрального класса относится к одному из семи классов светимости. Гиганты подразделяются на три класса: яркие гиганты составляют класс светимости II, слабые гиганты – класс светимости III, субгиганты – класс светимости IV. Звезды главной последовательности отнесены к классу светимости V, субкарлики – к классу светимости VI и белые карлики – к классу светимости VII. Обычно класс светимости указывается после спектрального класса звезды. Например, наше Солнце – звезда класса G2V.

Распределение звезд по светимостям (или абсолютным звездным величинам) описывается функцией светимости F(М). Она указывает на относительное число звезд, имеющих  абсолютную звездную величину от М  до М + γМ [7].

Само наличие главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела вдохновило многих исследователей на представление, что звезды эволюционируют вдоль этой диаграммы от горячих голубых гигантов до красных карликов. Но так как существует соотношение масса – светимость, согласно которому масса звезд, расположенных вдоль главной последовательности, должна непрерывно убывать, упомянутые исследователи упорно считали, что эволюция звезд в указанном направлении должна сопровождаться непрерывной и значительной потерей их массы. Все это оказалось неверным[5].

Протозвезда, непрерывно сжимаясь под действием силы тяжести, становятся все более компактными объектами. Температура их недр при этом непрерывно растет, пока не станет порядка нескольких миллионов кельвинов. При такой температуре в центральных областях протозвезд включаются первые термоядерные реакции. Когда пойдут эти реакции сжатие протозвезды замедлится. Однако, довольно быстро легкие ядра выгорят, так как их обилие невелико, сжатие протозвезды будет продолжаться почти с прежней скоростью, протозвезда стабилизируется, только после того как температура в ее центральной части поднимется настолько, что включится протон-протонная или углеродно-азотная реакции. Она примет равновесную конфигурацию под действием сил собственной гравитации и перепада газового давления, которые практически точно скомпенсируют друг друга. Собственно говоря, с этого момента протозвезда и становится звездой. Молодая звезда садится на свое место, где то на главной последовательности. Точнее ее место на главной последовательности определяется значением первоначальной массы протозвезды. Массивные протозвезды садятся на верхнюю часть этой последовательности, протозвезды со сравнительно небольшой массой (меньше солнечной) садятся на ее нижнюю часть. Таким образом, протозвезды непрерывно входят в главную последовательность на всем ее протяжении, так сказать, «широким фронтом»[5].

В течение весьма длительного времени они будут находиться на этой части диаграммы, почти не меняя своих свойств. Поэтому основная часть звезд наблюдается на указанной последовательности. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Вывод по главе: В данной главе нами был рассмотрен процесс рождения звезды, когда в наиболее плотных областях межзвездного газа начинается гравитационное сжатие, при этом масса таких облаков должна быть не меньше 1000 масс Солнца – это одно из условий образования звезд. В главе рассмотрены и другие условия. Мы рассматриваем в первой главе этапы эволюции звезд от рождения, о чем  говорилось выше, и вплоть до выхода на главную последовательность. Другими словами после обособления облака, когда его плотность возрастает до такой степени, что вещество становится непрозрачным к собственному излучению, которое начинает накапливаться в облаке и нагревать газ, в результате чего в недрах облака образуется дозвездное тело – протозвезда. После образования протозвезды мы рассматриваем этапы ее эволюции вплоть до того как она станет звездой и займет свое положение на главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Глава 2. Поздние стадии эволюции звезд

§2.1 Выход с главной последовательности. Гравитационный коллапс.

Пребывание  звезды на главной последовательности длится до тех пор, пока в ее недрах не исчерпается ядерное горючее – водород. Точнее, как это определили в 1942 г. М. Шенберг и С. Чандрасекар, пока в центре звезды не образуется гелиевое ядро с массой 10-12% массы Солнца. Время, за которое звезда достигает предела Шенберга-Чандрасекара (т.е. время пребывания на главной последовательности), описывает формула: . С уменьшением содержания водорода в ядре звезды коэффициент непрозрачности вещества непрерывно уменьшается. Это приводит к непрерывной перестройке звезды, что сопровождается сжатием ее ядра и разбуханием оболочки. При этом часть потенциальной энергии переходит в тепло, температура звезды возрастает. В это время реакции синтеза гелия из водорода проходят в тонком сферическом слое, который непосредственно окружает ядро. Поскольку водород в упомянутом слое также постепенно выгорает, то соответственно непрерывно возрастает масса гелиевого ядра. Это приводит к увеличению силы тяготения, дальнейшему сжатию ядра и к росту температуры в нем. Соответственно возрастает светимость звезды. Энергия, которая выделяется в ее недрах, не успевает просачиваться наружу с помощью переизлучения фотонов, поэтому возникают конвективные потоки, так что очень быстро конвекция становится решающим механизмом перенесения энергии от ядра через оболочку звезды.

Ядро  сжимается и температура его  повышается до тех пор, пока в нем  не начнутся реакции синтеза более  тяжелых химических элементов, если масса звезды m > 1,2m. Например, при температуре 200 млн. кельвинов при соединении трех ядер атома гелия синтезируются ядра атома углерода, а со временем при еще высших температурах образовываются кислород, неон и так далее. При этом на некоторое время энергии, которая выделяется, достаточно, чтобы временно остановить сжатие ядра. Реакции синтеза перебегают с выделением энергии вплоть до синтеза ядер атомов железа. Более тяжелые химические элементы, которые также образовываются, является следствием хода эндотермических реакций, которые сопровождаются некоторым охлаждением недр звезды.

За все  время выгорания водорода в ядре звезды она немного смещается  на главной последовательности и  очень быстро оставляет ее, как  только достигнет предела Шенберга-Чандрасекара, превратившись в зависимости от своей массы в красного гиганта или сверхгиганта.

Если  масса звезды m < 1,2m, то после исчерпания водорода в ядре оно сжимается. За несколько десятков тысяч лет размеры ядра звезды уменьшаются приблизительно в 100 раз, плотность вещества в нем равняется нескольким сотням килограммов на кубический сантиметр. На этой стадии сжатие ядра останавливается давлением вырожденного электронного газа, то есть ядро звезды превращается в белый карлик. Оболочка звезды увеличивается до (10-100)R, так что сама звезда становится красным гигантом. Приблизительно через 20000 лет оболочка совсем отделяется от ядра. На месте бывшей звезды главной последовательности остается звезда белый карлик и оболочка, которая со скоростью около 20 км/с расширяется в окружающее пространство как планетарная туманность. Таким будет завершающий этап эволюции нашего Солнца.

Если  масса звезды больше 1,2m, то при сжатии массивного ядра, температура в нем достигает сотен миллионов и даже миллиардов кельвинов. Например, в звезды с массой m = 2m формируется чисто гелиевое ядро, где температура достигает 1,7 млрд. кельвинов. В ядре такой звезды возможные термоядерные реакции вплоть до образования кремния.

На диаграмме  спектр-светимость после выгорания  водорода в ядре звезда смещается вправо вверх, превращаясь в красного гиганта или сверхгиганта. Если масса звезды больше чем 5m, то как только из-за сжатия температура в ядре превысит, в нем начинает выгорать гелий. Тогда сразу же внешние слои звезды перестраиваются, конвекция в оболочке подавляется, и размеры звезды существенным образом уменьшаются. На диаграмме спектр-светимость звезда на протяжении нескольких сотен тысяч лет передвигается почти горизонтально влево к главной последовательности. Однако после того как запасы гелия в ядре исчерпываются, начинается дальнейшее сжатие ядра, которое сопровождается повторным образованием в звезды протяжной конвективной оболочки. Звезда снова передвигается вправо в зону красных сверхгигантов. Такой процесс повторяется несколько раз. Описывая на диаграмме спектр-светимость петли, звезда в моменты перестройки оболочки становится неустойчивой. В ее оболочке возникают и поддерживаются пульсации, то есть звезда становится пульсирующей.  
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

§2.3 Последний этап эволюции звезд 

Новые сверхновые звезды

Мы уже  знаем, что появление новой звезды не представляет собой рождения звезды в месте, где ее до сих пор не было. Когда в астрономическую  обсерваторию приходит телеграмма об открытии новой, астрономы приступают к ее наблюдению: фотографируют ту часть неба, где обнаружена вспышка, а также получают спектры новой  звезды. Кроме того, астрономы просматривают  многочисленные старые снимки этой области  неба, чтобы узнать, какой величины была эта звезда до вспышки. И часто  поиски оказываются удачными: на месте  вспышки действительно ранее  была видна слабая звездочка, не изменявшая сильно своего блеска. Особая же удача бывает, когда эту часть неба фотографировали накануне открытия новой. В этих случаях удается обнаружить и оценить звездную величину новой в период подъема ее блеска. Казалось бы, скромный успех? Но астрономы, увы, пока еще не обнаружили признаки, по которым можно предвидеть, что звезда готовится к вспышке. Не удалось пока застать и самое начало вспышки.

Чаще  всего новую звезду обнаруживают, когда она уже стала медленно гаснуть, и значительно реже – до того момента, как она достигла наибольшего блеска (максимума).

Типичные новые звезды – это такие, у которых наблюдалась единственная вспышка, причем блеск их быстро увеличивался на 5-19 звездных величин, то есть в тысячи и даже миллионы раз, а затем новая начинала сравнительно медленно ослабевать и постепенно возвращаться к своему первоначальному слабому блеску.

Новые звезды очень разнообразны не только по характеру изменения блеска, но и по скорости его изменения. Вот, например, кривая блеска очень быстрой  Новой Персея 1901 г. До вспышки эта звезда была, по-видимому, 13-й звездной величины. Открыта она была уже во время возрастания блеска как звездочка 11-й величины и за 27 часов увеличила блеск до 3-й величины. Затем, не сделав остановки, она несколько сбавила скорость нарастания блеска и еще спустя 38 часов достигла максимума блеска. Следовательно, на то, чтобы увеличить свой блеск, ей понадобилось всего трое суток. В максимуме она пробыла лишь несколько часов, и после быстрого (двухнедельного) первоначального ослабления блеск этой новой звезды стал колебаться и ослабление до минимума растянулось на 15 лет. Сейчас блеск ее колеблется между 12-й и 14-й звездными величинами.

Сверхновые  звезды. Сверхновые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды. Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет — то I типа.

Сверхновые II типа:  По современным представлениям, термоядерный синтез приводит со временем к обогащению состава внутренних областей звезды тяжёлыми элементами. В процессе термоядерного синтеза и образования тяжёлых элементов звезда сжимается, а температура в её центре растёт. (Эффект отрицательной теплоёмкости гравитирующего невырожденного вещества.) Если масса звезды достаточно велика, то процесс термоядерного синтеза доходит до логического завершения с образованием ядер железа и никеля, а сжатие продолжается. При этом термоядерные реакции будут продолжаться только в некотором слое звезды вокруг центрального ядра — там, где ещё осталось невыгоревшее термоядерное топливо. Центральное ядро сжимается все сильнее, и в некоторый момент из-за давления в нём начинают идти реакции нейтронизации — протоны начинают поглощать электроны, превращаясь в нейтроны. Это вызывает быструю потерю энергии, уносимой образующимися нейтрино (т.н. нейтринное охлаждение), так что ядро звезды сжимается и охлаждается. Процесс коллапса центрального ядра настолько быстро, что вокруг него образуется волна разрежения. Тогда вслед за ядром к центру звезды устремляется и оболочка. Далее происходит отскок вещества оболочки от ядра и образуется распространяющаяся наружу ударная волна, инициирующая термоядерные реакции. При этом выделяется достаточная энергия для сброса оболочки сверхновой с большой скоростью. Важное значение имеет процесс подпитки ударной волны энергией выходящих из центральной области нейтрино. Такой механизм взрыва относится к сверхновым II типа (SN II). Как показывает численное моделирование, ударная волна отскока не приводит к взрыву сверхновой. Она останавливается на расстоянии примерно 100—200 км от центра звезды. Учёт вращения и наличия магнитного поля позволяет численно смоделировать взрыв сверхновой (магниторотационный механизм взрыва сверхновых с коллапсирующим ядром). Считается, что образованием сверхновой II типа заканчивается эволюция всех звёзд, первоначальная масса которых превышает 8—10 масс Солнца. После взрыва остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра, а вокруг этих объектов в пространстве некоторое время существуют остатки оболочек взорвавшейся звезды в виде расширяющейся газовой туманности.

Сверхновые I типа: Несколько другим выглядит механизм вспышек сверхновых звёзд типа Іа (SN Ia). Это так называемая термоядерная сверхновая, в основе механизма взрыва которой лежит процесс термоядерного синтеза в плотном углеродно-кислородном ядре звезды. Предшественниками SN Ia являются белые карлики с массой, близкой к пределу Чандрасекара. Принято считать, что такие звезды могут образовываться при перетекании вещества от второй компоненты двойной звёздной системы. Это происходит, если вторая звезда системы выходит за пределы своей полости Роша или относится к классу звёзд со сверхинтенсивным звёздным ветром. При увеличении массы белого карлика постепенно увеличивается его плотность и температура. Наконец, при достижении температуры порядка 3×10⁸ K, возникают условия для термоядерного поджигания углеродно-кислородной смеси. От центра к внешним слоям начинает распространяться фронт горения, оставляя за собой продукты горения — ядра группы железа. Распространение фронта горения происходит в медленном дефлаграционном режиме и является неустойчивым к различным видам возмущений. Наибольшее значение имеет Релей-Тейлоровская неустойчивость, которая возникает из-за действия архимедовой силы на лёгкие и менее плотные продукты горения, по сравнению с плотной углеродно-кислородной оболочкой. Начинаются интенсивные крупномасштабные конвективные процессы, приводящие к ещё большему усилению термоядерных реакций и выделению необходимой для сброса оболочки сверхновой энергии. Скорость фронта горения увеличивается, возможна турбулизация пламени и образование ударной волны во внешних слоях звезды.