Образуются путём конденсации межзвёздной среды. Путём наблюдений удалось определить что звёзды возникали в разное время и возникают по сей день.

Главной проблемой в эволюции звёзд является вопрос о возникновении их энергии, благодаря которой они светятся и излучают огромное количество энергии. Ранее выдвигалось много теорий, которые были призваны выявить источники энергии звёзд. Считали, что непрерывным источником звёздной энергии является непрерывное сжатие. Этот источник конечно хорош, но не может поддерживать соответствующее излучение в течении долгого времени. В середине XX века был найден ответ на этот вопрос. Источником излучения является термоядерные реакции синтеза. В результате этих реакций водород превращается в гелий, а освобождающаяся энергия проходит сквозь недра звезды, трансформируется и излучается в мировое пространство (стоит отметить, что чем больше температура, тем быстрее идут эти реакции; именно поэтому горячие массивные звёзды быстрее сходят с главной последовательности).

Теперь представим возникновение звезды…

Начало конденсироваться облако межзвёздной газопылевой среды. Из этого облака образуется довольно плотный газовый шар. Давление внутри шара пока не в силах уравновесить силы притяжения, поэтому он будет сжиматься (возможно в это время вокруг звезды образуются сгустки с меньшей массой, которые в итоге превращаются в планеты). При сжатии температура повышается. Таким образом, звёзда постепенно садится на главную последовательность. Затем давление газа внутри звезды уравновешивает притяжение и протозвёзда превращается в звезду.

Ранняя стадия эволюции звёзды очень не велика и звезда в это время погружена в туманность, поэтому протозвезду очень тяжело обнаружить.

Превращение водорода в гелий происходит только в центральных областях звезды. В наружных слоях содержание водорода остаётся практически неизменным. Так как количество водорода ограничено, рано или поздно он выгорает. Выделение энергии в центре звезды прекращается и ядро звёзды начинает сжиматься, а оболочка разбухать. Далее если звезда меньше 1,2 массы солнца, она сбрасывает наружный слой (образование планетарной туманности).

После того, как от звёзды отделяется оболочка, открываются её внутренние очень горячие слои, а оболочка тем временем отходит всё дальше. Через несколько десятков тысяч лет оболочка распадётся и останется только очень горячая и плотная звезда, постепенно остывая она превратится в белый карлик . Постепенно остывая они превращаются в невидимые чёрные карлики . Чёрные карлики – это очень плотные и холодные звёзды, размером чуть больше Земли, но имеющие массу сравнимую с массой солнца. Процесс остывания белых карликов длится несколько сотен миллионов лет.

Если масса звезды от 1,2 до 2,5 солнечной, то такая звёзда взорвётся. Этот взрыв называется вспышкой сверхновой . Вспыхнувшая звезда за несколько секунд увеличивает свою светимость в сотни миллионов раз. Такие вспышки происходят крайне редко. В нашей Галактике взрыв сверхновой происходит, примерно, раз в сто лет. После подобной вспышки остаётся туманность, которая имеет большое радиоизлучение, а также очень быстро разлетается, и так называемая нейтронная звезда (об этом чуть позже). Помимо огромного радиоизлучения такая туманность будет ещё источником рентгеновского излучения, но это излучение поглощается атмосферой земли, поэтому может наблюдаться лишь из космоса.

Существует несколько гипотез о причине взрывов звёзд (сверхновых), однако общепризнанной теории пока нет. Есть предположение, что это происходит из-за слишком быстрого спада внутренних слоёв звезды к центру. Звезда быстро сжимается до катастрофически маленького размера порядка 10км, а плотность её в таком состоянии составляет 10 17 кг/м 3 , что близко к плотности атомного ядра. Эта звезда состоит из нейтронов (при этом электроны, как бы вдавливаются в протоны), именно поэтому она называется «НЕЙТРОННОЙ» . Её начальная температура около миллиарда кельвинов, но в дальнейшем она будет быстро остывать.

Эта звезда из-за её маленького размера и быстрого остывания долгое время считалась невозможной для наблюдения. Но через некоторое время были обнаружены пульсары . Эти пульсары и оказались нейтронными звёздами. Названы они так из-за кратковременного излучения радиоимпульсов. Т.е. звезда как бы «мигает». Это открытие было сделано совершенно случайно и не так давно, а именно в 1967 году. Эти периодичные импульсы обусловлены тем, что при очень быстром вращении мимо нашего взгляда постоянно мелькает конус магнитной оси, которая образует угол с осью вращения.

Пульсар может быть обнаружен только для нас условиях ориентирования магнитной оси, а это примерно 5% из их общего количества. Часть пульсаров не находится в радио туманностях, так как туманности сравнительно быстро рассеиваются. Через сотню тысяч лет эти туманности перестают быть видимыми, а возраст пульсаров исчисляется десятками миллионов лет.

Если масса звезды превышает 2,5 солнечные, то в конце своего существования она как бы обрушится в себя и будет раздавлена собственным весом. В считанные секунды она превратится в точку. Это явление получило название «гравитационный коллапс», а также этот объект стали называть «чёрной дырой» .

Из всего выше сказанного видно, что финальная стадия эволюции звезды зависит от её массы, но при этом необходимо ещё учитывать неизбежную ею потерю этой самой массы и вращение.

Эволюция звезд - изменение физ. характеристик, внутр. строения и хим. состава звезд со временем. Важнейшие задачи теории Э.з. - объяснение образования звезд, изменения их наблюдаемых характеристик, исследование генетической связи различных групп звезд, анализ их конечных состояний.

Поскольку в известной нам части Вселенной ок. 98-99% массы наблюдаемого вещества содержится в звездах или прошло стадию звезд, объяснение Э.з. явл. одной из наиболее важных проблем астрофизики.

Звезда в стаыционарном состоянии - это газовый шар, к-рый находится в гидростатич. и тепловом равновесии (т.е. действие сил тяготения уравновешино внутр. давлением, а потери энергии на излучение компенсируются энергией, выделяющейся в недрах звезды, см. ). "Рождение" звезды - это образование гидростатически равновесного объекта, излучение к-рого поддерживаются за счет собст. источников энергии. "Смерть" звезды - необратимое нарушение равновесия, ведущее к разрушению звезды или к ее катастрофич. сжатию.

Выделение гравитац. энергии может играть определяющую роль лишь тогда, когда темп-ра недр звезды недостаточна для того, чтобы ядерное энерговыделение могло компенсировать потери энергии, и звезда в целом или ее часть должна сжиматься для поддержания равновесия. Высвечивание тепловой энергии становится важным лишь после исчерпания запасов ядерной энергии. Т.о., Э.з. можно представить как последовательную смену источников энергии звезд.

Характерное время Э.з. слишком велико для того, чтобы можно было всю эволюцию проследить непосредственно. Поэтому осн. методом исследования Э.з. явл. построение последовательностей моделей звезд, описывающих изменения внутр. строения и хим. состава звезд со временем. Эволюц. последовательности затем сопоставляются с результатами наблюдений, напр., с (Г.-Р.д.), суммирующей наблюдения большого числа звезд, находящихся на разных стадиях эволюции. Особо важную роль играет сравнение с Г.-Р.д. для звездных скоплений, поскольку все звезды скопления имеют одинаковый начальный хим. состав и образовались практически одновременно. По Г.-Р.д. скоплений различного возраста удалось установить направление Э.з. Детально эволюц. последовательности рассчитываются путем численного решения системы дифференциальных уравнений, описывающих распределение массы, плотности, темп-ры и светимости по звезде, к к-рым добавляются , законы энерговыделения и непрозрачности звездного вещества и ур-ния, описывающие изменение хим. состава звезды со временем.

Ход эволюции звезды зависит в основном от ее массы и исходного хим. состава. Определенную, но не принципиальную роль могут играть вращение звезды и ее магн. поле, однако роль этих факторов в Э.з. еще недостаточно исследована. Хим. состав звезды зависит от времени, когда она образовалась, и от ее положения в Галактике в момент образования. Звезды первого поколения сформировались из вещества, состав к-рого определялся космологич. условиями. По=видимому, в нем было примерно 70% по массе водорода, 30% гелия и ничтожная примесь дейтерия и лития. В ходе эволюции звезд первого поколения образовались тяжелые элементы (следующие за гелием), к-рые были выброшены в межзвездное пространство в результате истечения вещества из звезд или при взрывах звезд. Звезды последующих поколений сформировались уже из вещества, содержавшего до 3-4% (по массе) тяжелых элементов.

Наиболее непосредственным указанием на то, что звездообразование в Галактике происходит и в настоящее время, явл. существование массивных ярких звезд спектр. классов O и B, время жизни к-рых не может превосходить ~ 10 7 лет. Скорость звездообразования в совр. эпоху оценивается в 5 в год.

2. Образование звезд, стадия гравитационного сжатия

Согласно наиболее распространенной точке зрения, звезды образуются в результате гравитац. конденсации вещества межзвездной среды. Необходимое для этого разделение межзвездной среды на две фазы - плотные холодные облака и разреженную среду с более высокой темп-рой - может происходить под воздействием тепловой неустойчивости Рэлея-Тейлора в межзвездном магн. поле. Газово-пылевые комплексы с массой , характерным размером (10-100) пк и концентрацией частиц n ~10 2 см -3 . действительно наблюдаются благодаря излучению ими радиоволн. Сжатие (коллапс) таких облаков требует определенных условий: гравитац. частиц облака должна превосходить сумму энергии теплового движения частиц, энергии вращения облака как целого и магн. энергии облака (критерий Джинса). Если учитывается только энергия теплового движения, то с точностью до множителя порядкаединицы критерий Джинса записывается в виде: align="absmiddle" width="205" height="20">, где - масса облака, T - темп-ра газа в К, n - число частиц в 1 см 3 . При типичных для совр. межзвездных облаков темп-рах К могут сколлапсировать лишь облака с массой, не меньшей . Критерий Джинса указывает, что для образования звезд реально наблюдаемого спектра масс концентрация частиц в коллапсирующих облаках должна достигать (10 3 -10 6) см -3 , т.е. в 10-1000 раз превышать наблюдаемую в типичных облаках. Однако такие концентрации частиц могут достигаться в недрах облаков, уже начавших коллапс. Отсюда следует, что происходит путем последовательной, осуществляющейся в неск. этапов, фрагментации массивных облаков. В этой картине естественно объясняется рождение звезд группами - скоплениями. При этом все еще неясными остаются вопросы, относящиеся к тепловому балансу в облаке, полю скоростей в нем, механизму, определяющему спектр масс фрагментов.

Коллапсирующие объекты звездной массы наз. протозвездами. Коллапс сферически-симметричной невращающейся протозвезды без магн. поля включает неск. этапов. В начальный момент времени облако однородно и изотермично. Оно прозрачно для собств. излучения, поэтому коллапс идет с объемными потерями энергии, гл. обр. за счет теплового излучения пыли, к-рой передают свою кинетич. энергию частицы газа. В однородном облаке нет градиента давления и сжатие начинается в режиме свободного падения с характерным временем , где G - , - плотность облака. С началом сжатия возникает волна разрежения, перемещающаяся к центру со скоростью звука, а т.к. коллапс происходит быстрее там, где плотность выше, протозвезда разделяется на компактное ядро и протяженную оболочку, в к-рой вещество распределяется по закону . Когда концентрация частиц в ядре достигает ~ 10 11 см -3 оно становится непрозрачным для ИК-излучения пылинок. Выделяющаяся в ядре энергия медленно просачивается к поверхности благодаря лучистой теплопроводности. Темп-ра начинает повышаться почти адиабатически, это приводит к росту давления, и ядро приходит в состояние гидростатич. равновесия. Оболочка продолжает падать на ядро, и на его периферии возникает . Параметры ядра в это время слабо зависят от общей массы протозвезды: К. По мере увеличения массы ядра за счет аккреции, его темп-ра изменяется практически адиабатически, пока не достигнет 2000 К, когда начинается диссоциация молекул H 2 . В результате расхода энергии на диссоциацию, а не не увеличение кинетич. энергии частиц, значение показателя адиабаты становится меньше 4/3, изменения давления не способны компенсировать силы тяготения и ядро повторно коллапсирует (см. ). Образуется новое ядро с параметрами , окруженное ударным фронтом, на которое аккрецируют остатки первого ядра. Подобная же перестройка ядра происходит при водорода.

Дальнейший рост ядра за счет вещества оболочки продолжается до тех пор, пока все вещество упадет на звезду либо рассеется под действием или , если ядро достаточно массивно (см. ). У протозвезд с характерное время вещества оболочки t a >t кн , поэтому их светимость определяется энерговыделением сжимающихся ядер.

Звезда, состоящая из ядра и оболочки, наблюдается как ИК-источник из-за переработки излучения в оболочке (пыль оболочки, поглощая фотоны УФ-излучения ядра, излучает в ИК-диапазоне). Когда оболочка становится оптически тонкой, протозвезда начинает наблюдаться как обычный объект звездной природы. У наиболее массивных звезд оболочки сохраняются до начала термоядерного горения водорода в центре звезды. Давление излучения ограничивает массу звезд величиной, вероятно, . Если даже и образуются более массивные звезды, то они оказываются пульсационно-неустойчивыми и могут потерять значит. часть массы на стадии горения водорода в ядре. Продолжительность стадии коллапса и рассеяния протозвездной оболочки того же порядка, что и время свободного падения для родительского облака, т.е. 10 5 -10 6 лет. Освещенные ядром сгустки темного вещества остатков оболочки, ускоренные звездным ветром, отождествляются с объектами Хербига-Аро (звездообразными сгущениями, имеющими эмиссионный спектр). Звезды малых масс, когда они становятся видимыми, находятся в области Г.-Р.д., занимаемой звездами типа Т Тельца (карликовыми ), более массивные - в области, где находятся эмиссионные звезды Хербига (неправильные ранних спектр. классов с эмиссионными линиями в спектрах).

Эволюц. треки ядер протозвезд с постоянной массой на стадии гидростатич. сжатия показаны на рис. 1. У звезд малых масс в момент, когда устанавливается гидростатич. равновесие, условия в ядрах таковы, что энергия в них переносится . Расчеты показывают, что темп-ра поверхности полностью конвективной звезды почти постоянна. Радиус звезды непрерывно уменьшается, т.к. она продолжает сжиматься. При неизменной темп-ре поверхности и уменьшающемся радиусе светимость звезды должна падать и на Г.-Р.д. этой стадии эволюции соответствуют вертикальные участки треков.

По мере продолжения сжатия темп-ра в недрах звезды повышается, вещество становится более прозрачным, и у звезд с align="absmiddle" width="90" height="17"> возникают лучистые ядра, но оболочки остаются конвективными. Менее массивные звезды остаются полностью конвективными. Их светимость регулируется тонким лучистым слоем в фотосфере. Чем массивнее звезда и чем выше ее эффективная темп-ра, тем больше у нее лучистое ядро (в звездах с align="absmiddle" width="74" height="17"> лучистое ядро возникает сразу). В конце концов, практически вся звезда (за исключением поверхностной конвективной зоны у звезд с массой ) переходит в состояние лучистого равновесия, при к-ром вся выделяющаяся в ядре энергия переносится излучением.

3. Эволюция на основе ядерных реакций

При темп-ре в ядрах ~ 10 6 К начинаются перве ядерные реакции - выгорают дейтерий, литий, бор. Первичное количество этих элементов настолько мало, что их выгорание практически не выдерживает сжатия. Сжатие прекращается, когда темп-ра в центре звезды достигает ~ 10 6 К и загорается водород, т.к. энергии, выделяющейся при термоядерном горении водорода, достаточно для компенсации потерь на излучение (см. ). Однородные звезды, в ядрах к-рых горит водород, образуют на Г.-Р.д. начальную главную последовательность (НГП). Массивные звезды достигают НГП быстрее звезд малой массы, т.к. у них скорость потерь энергии на единицу массы, а следовательно, и темп эволюции выше,чем у маломассивных звезд. С момента выхода на НГП Э.з. происходит на основе ядерного горения, главные стадии к-рого суммирована в табл. Ядерное горение может происходить до образования элементов группы железа, у к-рых наибольшая среди всех ядер энергия связи. Эволюц. треки звезд на Г.-Р.д. изображены на рис. 2. Эволюция центральных значений темп-ры и плотности звезд показана на рис. 3. При К осн. источником энергии явл. реакция водородного цикла, при б"ольших T - реакции углерод-азотного (CNO) цикла (см. ). Побочным эффектом CNO-цикла явл. установление равновесных концентраций нуклидов 14 N, 12 C, 13 C - соответственно 95%, 4% и 1% по массе. Преобладание азота в слоях, где происходило горение водорода, подтверждается результатами наблюдений , у к-рых эти слои оказываются на поверхности в результате потери внеш. слоев. У звезд, в центре к-рых реализуется CNO-цикл ( align="absmiddle" width="74" height="17">), возникает конвективное ядро. Причина этого в очень сильной зависимости энерговыделения от темп-ры: . Поток же лучистой энергии ~ T 4 (см. ), следовательно, он не может перенести всю выделяющуюся энергию, и должна возникнуть конвекция, более эффективная, чем лучистый перенос. У наиболее массивных звезд конвекцией охвачено более 50% массы звезд. Значение конвективного ядра для эволюции определяется тем, что ядерное горючее равномерно истощается в области, значительно большей, чем область эффективного горения, в то время как у звезд без конвективного ядра оно вначале выгорает лишь в малой окрестности центра, где темп-ра достаточно высока. Время выгорания водорода заключено в пределах от ~ 10 10 лет для до лет для . Время всех последующих стадий ядерного горения не превосходит 10% времени горения водорода, поэтому звезды на стадии горения водорода образуют на Г.-Р.д. густонаселенную область - (ГП). У звезд с темп-ра в центре никогда не достигает значений, необходимых для загорания водорода, они неограниченно сжимаются, превращаясь в "черные" карлики. Выгорание водорода при водит к увеличению ср. молекулярной массы вещества ядра, и поэтому для поддержания гидростатич. равновесия давление в центре дожно возрастать, что влечет за собой увеличение темп-ры в центре и градиента темп-ры по звезде, а следовательно, и светимости. К увеличению светимости приводит также и уменьшение непрозрачности вещества с ростом темп-ры. Ядро сжимается для поддержания условий ядерного энерговыделения с уменьшением содержания водорода, а оболочка расширяется из-за необходимости перенести возросший поток энергии от ядра. На Г.-Р.д. звезда перемещается вправо от НГП. Уменьшение непрозрачности приводит к отмиранию конвективных ядер у всех звезд, кроме наиболее массивныых. Темп эволюции массивных звезд наиболее высок, и они первыми покидают ГП. Время жизни на ГП составляет для звезд с ок. 10 млн. лет, с ок. 70 млн. лет, а с ок. 10 млрд. лет.

Когда содержание водорода в ядре уменьшается до 1%, расширение оболочек звезд с align="absmiddle" width="66" height="17"> сменяется общим сжатием звезды, необходимым для поддержания энерговыделения. Сжатие оболочки вызывает нагрев водорода в слое, прилегающем к гелиевому ядру, до темп-ры его термоядерного горения, и возникает слоевой источник энерговыделения. У звезд с массой , у к-рых в меньшей степени зависит от темп-ры и область энерговыделения не столь сильно концентрируется к центру, стадия общего сжатия отсутствует.

Э.з. после выгорания водорода зависит от их массы. Важнейшим фактором, влияющим на ход эволюции звезд с массой , явл. вырождение газа электронов при больших плотностях. В из-за большой плотности число квантовых состояний с малой энергией ограничено в силу принципа Паули и электроны заполняют квантовые уровни с высокой энергией, значительно превышающей энергию их теплового движения. Важнейшая особенность вырожденного газа состояит в том, что его давление p зависит лишь от плотности: для нерелятивистского вырождения и для релятивистского вырождения. Давление газа электронов намного превосходит давление ионов. Отсюда следует принципиальный для Э.з. вывод: поскольку сила тяготения, действующая на единичный объем релятивистски вырожденного газа, , зависит от плотности так же, как и градиент давления , должна существовать предельная масса (см. ), такая, что при align="absmiddle" width="66" height="15"> давление электронов не может противодействовать тяготению и начинается сжатие. Предельная масса align="absmiddle" width="139" height="17">. Граница области, в к-рой газ электронов вырожден, показана на рис. 3 . У звезд малых масс вырождение играет заметную роль уже в процессе образования гелиевых ядер.

Второй фактор, определяющий Э.з. на поздних стадиях, - это нейтринные потери энергии. В звездных недрах при T ~10 8 К осн. роль в рождении играют: фотонейтринный процесс , распад квантов плазменных колебаний (плазмонов) на пары нейтрино-антинейтрино (), аннигиляция пар электрон-позитрон () и (см. ). Важнейшая особенность нейтрино состояит в том, что вещество звезды для них практически прозрачно и нейтрино беспрепятственно уносят энергию из звезды.

Гелиевое ядро, в к-ром еще не возникли условия для горения гелия, сжимается. Темп-ра в слоевом источнике, прилегающем к ядру, увеличивается, скорость горения водорода возрастает. Необходимость переноса возросшего потока энергии приводит к расширению оболочки, на что тратится часть энергии. Поскольку светимость звезды не изменяется, темп-ра ее поверхности падает, и на Г.-Р.д. звезда перемещается в область, занимаемую красными гигантамию Время перестройки звезды на два порядка меньше времени выгорания водорода в ядре, поэтому между полосой ГП и областью красных сверхгигантов мало звезд. С уменьшением темп-ры оболочки возрастает ее прозрачность, вследствие этого появляется внеш. конвективная зона и возрастает светимость звезды.

Отвод энергии из ядра посредством теплопроводности вырожденных электронов и нейтринных потерь у звезд с оттягивает момент загорания гелия. Темп-ра начинает заметно расти лишь тогда, когда ядро становится почти изотермичным. Горение 4 He определяет Э.з. с момента, когда энерговыделение превышает потери энергии путем теплопроводности и излучения нейтрино. Это же условие относится к горению всех последующих видом ядерного топлива.

Примечательная особенность звездных ядер из вырожденного газа, охлаждаемых нейтрино, - это "конвергенция" - сближение треков, к-рые характеризуют соотношение плотности и темп-ры T c в центре звезды (рис. 3). Скорость энерговыделения при сжатии ядра определяется скоростью присоединения вещества к нему через слоевой источник, к-рая зависит только от массы ядра при данном виде топлива. В ядре должен поддерживаться баланс притока и оттока энергии, поэтому в ядрах звезд устанавливается одинаковое распределение темп-ры и плотности. К моменту загорания 4 He масса ядра в зависимости от содержания тяжелых элементов. В ядрах из вырожденного газа загорание 4 He имеет характер теплового взрыва, т.к. энергия, выделяющаяся при горении, идет на увеличение энергии теплового движения электронов, но давление с ростом темп-ры почти не изменяется до тех пор, пока тепловая энергия электронов не сравняется с энергией вырожденного газа электронов. Тогда вырождение снимается и ядро быстро расширяется - происходит гелиевая вспышка. Гелиевые вспышки, вероятно, сопровождаются потерей звездного вещества. У , где массивные звезды уже давно закончили эволюцию и красные гиганты имеют массы , звезды на стадии горения гелия находятся на горизонтальной ветви Г.-Р.д.

В гелиевых ядрах звезд с align="absmiddle" width="90" height="17"> газ не вырожден, 4 He загорается спокойно, но ядра также расширяются из-за возрастания T c . У наиболее массивных звезд загорание 4 He происходит еще тогда, когда они явл. голубыми сверхгигантами. Расширение ядра ведет к уменьшению T в области водородного слоевого источника, и светимость звезды после гелиевой вспышки падает. Для поддержания теплового равновесия оболочка сжимается, и звезда уходит из области красных сверхгигантов. Когда 4 He в ядре истощается, снова начинается сжатие ядра и расширение оболочки, звезда опять становится красным сверхгигантом. Образуется слоевой источник горения 4 He, к-рый доминирует в энерговыделении. Снова возникает внеш. конвективная зона. По мере выгорания гелия и водорода толщина слоевых источников уменьшается. Тонкий слой горения гелия оказывается термически неустойчивым, т.к. при очень сильной чувствительности энерговыделения к темп-ре () теплопроводность вещества недостаточна для того, чтобы погасить тепловые возмущения в слое горения. При тепловых вспышках в слое возникает конвекция. Если она проникает в слои, богатые водородом, то в результате медленного процесса (s -процесса, см. ) синтезируются элементы с атомными массами от 22 Ne до 209 B.

Давление излучения на пыль и молекулы, образующиеся в холодных протяженных оболочках красных сверхгигантов, приводит к непрерывной потере вещества со скоростью до в год . Непрерывная потеря массы может дополнятся потерями, обусловленными неустойчивостью слоевого горения или пульсациями, что может привести к выбросу одной или неск. оболочек. Когда количество вещества над углеродно-кислородным ядром становится меньшим нек-рого предела, оболочка для поддержания темп-ры в слоях горения вынуждена сжиматься до тех пор, пока сжатие способно поддерживать горение; звезда на Г.-Р.д. смещается почти горизонтально влево. На этом этапе неустойчивость слоев горения также может приводить к расширению оболочки и потере вещества. Пока звезда достаточно горяча, она наблюдается как ядро с одной или неск. оболочками. Когда слоевые источники смещаются к поверхности звезды настолько, что темп-ра в них становится ниже необходимой для ядерного горения, звезда охлаждается, превращаясь в белый карлик с , излучающий за счет расхода тепловой энергии ионного компонента его вещества. Характерное время охлаждения белых карликов ~ 10 9 лет. Нижняя граница масс одиночных звезд, превращающихся в белые карлики, неясна, она оценивается в 3-6 . У звезд с электронный газ вырождается на стадии роста углеродно-кислородных (C,O-) ядер звезд. Как и в гелиевых ядрах звезд, из-за нейтринных потерь энергии происходит "конвергенция" условий в центре и к моменту загорания углерода в C,O-ядре . Загорание 12 C при таких условиях, скорее всего, имеет характер взрыва и приводит к полному разрушению звезды. Полного разрушения может не произойти, если . Такая плотность достижима, когда скорость роста ядра определяется аккрецией вещества спутника в тесной двойной системе.

Время жизни звезд состоит из нескольких этапов, проходя через которые миллионы и миллиарды лет светила неуклонно стремятся к неизбежному финалу, превращаясь в яркие вспышки или в угрюмый черных дыр.

Время жизни звезды любого типа – невероятно долгий и сложный процесс, сопровождаемый явлениями космического масштаба. Многогранность его просто невозможно полностью проследить и изучить, даже используя весь арсенал современной науки. Но на основании тех уникальных знаний, накопленных и обработанных за весь период существования земной астрономии, нам становятся доступными целые пласты ценнейшей информации. Это позволяет связать последовательность эпизодов из жизненного цикла светил в относительно стройные теории и смоделировать их развитие. Что же это за этапы?

Не пропустите наглядное интерактивное приложение « »!

Эпизод I. Протозвезды

Жизненный путь звезд, как и всех объектов макромира и микрокосма, начинается с рождения. Это событие берет свое начало в формировании невероятно огромного облака, внутри которого появляются первые молекулы, поэтому образование называется молекулярным. Иногда употребляется еще и другой термин, непосредственно раскрывающий суть процесса, – колыбель звезд.

Только когда в таком облаке, в силу непреодолимых обстоятельств, происходит чрезвычайно быстрое сжатие составляющих его частиц, имеющих массу, т. е. гравитационный коллапс, начинает формироваться будущая звезда. Причиной этому является выплеск энергии гравитации, часть которой сжимает молекулы газа и разогревает материнское облако. Затем прозрачность образования постепенно начинает пропадать, что способствует еще большему нагреванию и возрастанию давления в его центре. Заключительным эпизодом в протозвездной фазе является аккреция падающего на ядро вещества, в ходе чего происходит рост зарождающегося светила, и оно становится видимым, после того, как давление испускаемого света буквально сметает всю пыль на окраины.

Найди протозвезды в туманности Ориона!

Эта огромная панорама туманности Ориона получена из снимков . Данная туманность одна из самых больших и близких к нам колыбелей звезд. Попробуйте найти в этой туманности протозвезды, благо разрешение этой панорамы позволяет это сделать.

Эпизод II. Молодые звезды

Фомальгаут, изображение из каталога DSS. Вокруг этой звезды еще остался протопланетный диск.

Следующим этапом или циклом жизни звезды является период ее космического детства, который, в свою очередь, делится на три стадии: молодые светила малой (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

Эпизод III. Расцвет жизненного пути звезды

Солнце снятое в линии H альфа. Наше звезда в самом расцвете сил.

В середине своей жизни космические светила могут обладать самыми разнообразными цветами, массой и габаритами. Цветовая палитра варьируется от голубоватых оттенков до красных, а их масса может быть значительно меньше солнечной, либо превышать ее более чем в триста раз. Главная последовательность жизненного цикла звезд длится около десяти миллиардов лет. После чего в ядре космического тела заканчивается водород. Этот момент принято считать переходом жизни объекта на следующий этап. По причине истощения водородных ресурсов в ядре останавливаются термоядерные реакции. Однако в период вновь начавшегося сжатия звезды начинается коллапс, который приводит к возникновению термоядерных реакций уже с участием гелия. Этот процесс стимулирует просто невероятное по масштабам расширение звезды. И теперь она считается красным гигантом.

Эпизод IV. Конец существования звезд и их гибель

Старые светила, как и их юные собратья, делятся на несколько видов: с малой массой, средних размеров, сверхмассивные звезды, и . Что касается объектов с небольшой массой, то до сих пор нельзя точно утверждать какие именно процессы с ними происходят на последних стадиях существования. Все подобные явления гипотетически описаны при помощи компьютерного моделирования, а не на основании тщательных наблюдений за ними. После окончательного выгорания углерода и кислорода происходит увеличение атмосферной оболочки звезды и быстрая потеря ею газовой составляющей. В финале своего эволюционного пути светила многократно сжимаются, а их плотность наоборот значительно возрастает. Такую звезду принято считать белым карликом. Затем в ее жизненной фазе следует период красного сверхгиганта. Последним в цикле существования звезды является ее превращение, в результате очень сильного сжатия, в нейтронную звезду. Однако не все подобные космические тела становятся таковыми. Некоторые, чаще всего наиболее крупные по параметрам (больше 20-30 масс Солнца), переходят в разряд черных дыр в результате коллапса.

Интересные факты из жизненных циклов звезд

Одним из самых своеобразных и примечательных сведений из звездной жизни космоса является то, что подавляющее большинство светил в нашей находятся на стадии красных карликов. Такие объекты обладают массой значительно меньшей, чем у Солнца.

Довольно интересно также и то, что магнитное притяжение нейтронных звезд в миллиарды раз выше аналогичного излучения земного светила.

Влияние массы на звезду

Еще одним не менее занимательным фактом можно назвать продолжительность существования самых огромных из известных типов звезд. В силу того, что их масса способна в сотни раз превышать солнечную, выделение ими энергии тоже многократно больше, иногда даже в миллионы раз. Следовательно, период их жизни длится гораздо меньше. В некоторых случаях их существование укладывается всего в несколько миллионов лет, против миллиардов лет жизни звезд с небольшой массой.

Интересным фактом также является противоположность черных дыр белым карликам. Примечательно то, что первые возникают из самых гигантских по массе звезд, а вторые, наоборот, из наименьших.

Во Вселенной существует огромное количество уникальных явлений, о которых можно говорить бесконечно, ведь космос крайне слабо изучен и исследован. Все человеческие знания о звездах и их жизненных циклах, которыми обладает современная наука, в основном получены из наблюдений и теоретических расчетов. Такие малоизученные явления и объекты дают почву для постоянной работы тысячам исследователей и ученых: астрономов, физиков, математиков, химиков. Благодаря их непрерывному труду, эти знания постоянно накапливаются, дополняются и изменяются, становясь, таким образом, более точными, достоверными и всеобъемлющими.

> Жизненный цикл звезды

Описание жизни и смерти звезд : этапы развития с фото, молекулярные облака, протозвезда, T Тельца, главная последовательность, красный гигант, белый карлик.

Все в этом мире развивается. Любой цикл начинается с рождения, роста и завершается смертью. Конечно, у звезд эти циклы проходят по-особенному. Вспомним хотя бы, что временные рамки у них более масштабные и измеряются миллионами и миллиардами лет. Кроме того, их смерть несет определенные последствия. Как же выглядит жизненный цикл звезд ?

Первый жизненный цикл звезды: Молекулярные облака

Начнем с рождения звезды. Представьте себе огромное облако холодного молекулярного газа, которое может спокойно существовать во Вселенной без всяких изменений. Но вдруг недалеко от него взрывается сверхновая или же оно наталкивается на другое облако. Из-за такого толчка активируется процесс разрушения. Оно делится на небольшие части, каждая их которых втягивается в себя. Как вы уже поняли, все эти кучки готовятся стать звездами. Гравитация накаляет температуру, а сохраненный импульс поддерживает процесс вращения. Нижняя схема наглядно демонстрирует цикл звезд (жизнь, этапы развития, варианты трансформации и смерть небесного тела с фото).

Второй жизненный цикл звезды: Протозвезда

Материал сгущается плотнее, нагревается и отталкивается от гравитационного коллапса. Такой объект называют протозвездой, вокруг которого формируется диск материала. Часть притягивается к объекту, увеличивая его массу. Остальные же обломки сгруппируются и создадут планетарную систему. Дальше развитие звезды все зависит от массы.

Третий жизненный цикл звезды: Т Тельца

При попадании материала на звезду, высвобождается огромное количество энергии. Новый звездный этап назвали в честь прототипа – Т Тельца. Это переменная звезда, расположенная в 600 световых годах (недалеко от ).

Она может достигать большой яркости, потому что материал разрушается и освобождает энергию. Но в центральной части не хватает температуры, чтобы поддерживать ядерный синтез. Эта фаза длится 100 миллионов лет.

Четвертый жизненный цикл звезды: Главная последовательность

В определенный момент температура небесного тела поднимается к необходимой отметке, активируя ядерный синтез. Через это проходят все звезды. Водород трансформируется в гелий, выделяя огромный тепловой запас и энергию.

Энергия высвобождается как гамма-лучи, но из-за медленного движение звезды она падает с длиной волны. Свет выталкивается наружу и вступает в конфронтацию с гравитацией. Можно считать, что здесь создается идеальное равновесие.

Сколько она пробудет в главной последовательности? Нужно исходить из массы звезды. Красные карлики (половина солнечной массы) способны тратить топливный запас сотни миллиардов (триллионы) лет. Средние звезды (как ) живут 10-15 миллиардов. А вот наиболее крупные – миллиарды или миллионы лет. Посмотрите, как выглядит эволюция и смерть звезд различных классов на схеме.

Пятый жизненный цикл звезды: Красный гигант

В процессе плавления водород заканчивается, а гелий накапливается. Когда водорода совсем не остается, все ядреные реакции замирают, и звезда начинает сжиматься из-за силы тяжести. Водородная оболочка вокруг ядра нагревается и зажигается, заставляя объект вырастать в 1000-10000 раз. В определенный момент и наше Солнце повторит эту судьбу, увеличившись до земной орбиты.

Температура и давление достигают максимума, и гелий сплавляется в углерод. В этой точке звезда сжимается и перестает быть красным гигантом. При большей массивности объект будет сжигать другие тяжелые элементы.

Шестой жизненный цикл звезды: Белый карлик

Звезда с солнечной массой не располагает достаточным гравитационным давлением, чтобы сплавить углерод. Поэтому смерть наступает с окончанием гелия. Происходит выброс внешних слоев и появляется белый карлик. Сначала он горячий, но через сотни миллиардов лет остынет.

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

Протозвезды: начало жизненного цикла

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

Звезды нормальных размеров

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

Яркость и светимость

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

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

Попытки объяснить жизненный цикл звезд

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

Гипотезы о жизни звезд

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

Звезды-гиганты и звезды-карлики

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

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

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

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

Время жизни звезд. Жизненный цикл звезд

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

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

Природа планетарных туманностей

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

Звездные скопления

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