Как происходит рождение звёзд
Собственно говоря, рождение звёзд — это процесс формирования молекулярного облака в светило. Разумеется, это не происходит в один момент — раз и всё готово. Как и для всего во Вселенной, для этого требуются определённые условия и, конечно же, время.
Напомним, что по определению звезда — это огромный шар, состоящий преимущественно из водорода и гелия, который образуется в газо-пылевой среде под воздействием гравитационных сил.
Что считается моментом рождения звёзд?
Главный и важный этап в эволюции звёзд начинается с объединения молекул водорода в одно облако. А как известно, во всей Вселенной он является самым распространённым элементом (за ним следует гелий, который также участвует в звездообразовании).
Вот и получается молекулярное облако, которое часто называют звёздной колыбелью. В результате гравитационной неустойчивости начальная флуктуация плотности молекул увеличивается. Проще говоря, со временем увеличиваются случайные отклонения концентрации вещества под силами гравитации.
Молекулярное облако
А так как космическая пустота не совсем пустота, а состоит из молекул водорода, то при определённых условиях их объединение подвергается гравитационному коллапсу.
Условия, которые его вызывают, могут быть разные. Например, расположение облака вблизи взрыва сверхновой, или столкновение двух облаков, или столкновение, поглощение галактик и т.д.
Стоит отметить, что молекулы, даже объединённые, двигаются в пространстве. Чаще всего они вращаются вокруг галактик или других космических объектов, имеющих более высокую гравитационную силу.
По данным учёных, в галактической пустоте содержится от 0,1 до 1 молекулы на кубический сантиметр. А в облаке их плотность примерно 1 миллион молекул на кубический сантиметр. Безусловно, масса и размер такого облачного образования больше в сотни тысяч раз солнечной.
Протозвезда
В момент коллапса молекулярное облако делится на некие сгустки. Если такие плотные части имеют массу меньше 100 солнечных, то они уже способны создать звезду. Можно сказать, что это звёздный фундамент.
После разделения начинается сжатие сгустков, что, в свою очередь, приводит к газовому нагреванию. И вуаля. Правда, еще не звезда, но уже сформированная, так называемая, протозвезда.
Далее, всё под теми же гравитационными силами, она превращается в шарообразное тело. Правда, в момент рождения звезды, её окутывает плотное газо-пылевое облако. Поэтому звезду практически не видно.
На самом деле, эволюция протозвезды в полноценное светило возможна при достаточной массе. Собственно, чем она больше, тем больше температура внутри тела. А так как во время сжатия температура увеличивается и запускается процесс термоядерных реакций, при которых водород превращается в гелий.
Наконец, с началом реакций в ядре тела устанавливается равновесие, и гравитационный коллапс останавливается. Вот и родилась звезда.
Как видно, начальный этап появления звёздного тела не просто момент, это как будто осознанное действие Вселенной. Хотя, можно сказать, это случайное чудо. В то же время запланированное, длительное и, безусловно, нужное и важное для общей структуры космоса.
Рождение и этапы эволюции звезд
Рождение звезд
Как известно, звезды образуются из межзвездных газовых облаков, находящихся в большинстве своем в галактическом диске. Тем не менее, детально этот процесс образования звезды осмыслен еще не до конца.
В частности, еще неясно, какие явления могут приводить к концентрации газа в облаке, после которой начинается образование новой звезды – в космосе, как известно, вакуум, соответственно “толкотни” между молекулами не наблюдается. Отчего в один прекрасный момент гигантские, растянутые на световые года облака “космической пыли” вдруг начинают уплотнятся и формировать звезды? Хороший вопрос!
Диаграмма Герцшпрунга — Рессела: Шкала эволюции звезд
С увеличением концентрации температура в центре облака поднимается, и протозвезда становится источником инфракрасного излучения. Когда температура достаточно высока, водород начинает гореть. Процесс уплотнения заканчивается, а звезда на диаграмме Герцшпрунга — Рессела оказывается на главной последовательности.
С этого момента звезда на очень продолжительный период стабилизируется и проводит в этом состоянии около 90% своей жизни, в зависимости от массы.
Та, звезда солнечной массы остается на главной последовательности около 10 млрд. лет, а звезда на порядок большей массы — лишь 300 млн. лет.
Эволюция звезд с малой массой
Пройдя стационарный период, который соответствует фазе главной последовательности, звезда начинает терять свою стабильность, и дальнейшая судьба у нее может быть различной.
Рассмотрим случай звезды маленькой массы, то есть имеющей массу в 4—5 раз меньше солнечной. Ее особенность такова: в самых глубоких слоях отсутствует конвекция, то есть материя, из которой она состоит, не столь активна, как это, напротив, имеет место у звезд большой массы.
Это означает, что, когда водород в ядре начинает иссякать, реакция не перемещается к более верхним слоям, а продолжает происходить вокруг ядра, где водород очень медленно превращается в гелий.
Однако ядро гелия раскаляется, верхние слои звезды упорядочиваются, перестраивая свою структуру, а светило на диаграмме Герцшпрунга — Рессела медленно покидает главную последовательность. Плотность материи в центре звезды увеличивается, а вещество в ядре вырождается, то есть приобретает особую консистенцию, отличную от консистенции обычного вещества.
Планетарная туманность М27 Гантель: яркий «пузырь» – сброшенная оболочка звезды
Звезда на диаграмме Герцшпрунга — Рессела смещается вправо, а затем вверх, двигаясь в область красных гигантов. Ее размеры значительно увеличиваются, а температура внешних слоев уменьшается благодаря эффекту расширения.
В углеродном ядре температура растет до момента, когда, если звезда обладает достаточной массой, углерод начинает гореть, а затем взрывается. Происходит это или нет, во время последней стадии материя поверхности звезды теряет массу. Эта потеря может происходить на разных фазах или единовременно, когда верхние слои звезды стремятся наружу, образовывая большой шар.
В последнем случае образуется планетарная туманность, то есть сферическая оболочка материи, распространяющаяся в космос Ядро звезды, если при последующих сжатиях и расширениях оно испускает количество материи, превышающее 1,4 солнечной массы, становится белым карликом, из чего можно сделать вывод о ее медленном угасании.
Считается, что, поскольку охлаждение идет очень медленно, с рождения Вселенной ни один белый карлик еще не дошел до термической смерти.
Конечная стадия эволюции звезд, масса которых равна или меньше солнечной – звезда типа белый карлик.
Эволюция звезд с большой массой
У звезд с массой, превышающей солнечную в 5 раз, фазы сжатия и расширения повторяются несколько раз, всегда приводя к образованию тяжелых химических элементов. Во время этих нестабильных фаз звезда претерпевает последовательные изменения видимой звездной величины. В этих случаях говорят о переменной звезде.
Цефеиды представляют собой классический пример звезд, проходящих такие стадии эволюции.
Звезда приобретает каплевидную концентрическую структуру, внутри происходят последние фазы ядерных реакций. В частности, более легкие элементы сгорают в более высоких слоях, где температура ниже, тогда как более тяжелые пылают в центральной части ядра, где температура, напротив, имеет тенденцию к повышению.
У звезд с массой, превышающей солнечную в 5—9 раз, сгорание углерода и кислорода может происходить практически мгновенно. Если масса звезды еще больше, в ядре синтезируются такие элементы, как магний, неон, сера и кремний.
В чрезвычайных случаях термоядерный синтез продолжается до тех пор, пока ядро звезды почти целиком не преобразовывается в железо. В этот момент цепная реакция прекращается, потому что она не может идти одновременно с плавлением железа. Таким образом, оказывается, что звезда израсходовала все свои запасы ядерного топлива и начинает сжиматься.
Нейтронная звезда – конечный продукт эволюции некоторых типов звезд
Если масса звезды не превышает 10 солнечных масс, последние фазы оказываются нестабильными, в разных слоях идут спонтанные ядерные реакции, которые могут привести к вспышке сверхновой. Тем временем взаимная нейтрализация протонов и электронов звездного ядра приводит к тому, что ядро полностью начинает состоять из нейтронов.
После взрыва поверхностные слои звезды разрушаются, а ядро быстро уплотняется, пока не становится несжимаемым. В этом случае сжатие звезды поддерживается. Остатки вещества становятся нейтронной звездой, которая стремительно вращается вокруг собственной оси, и она начинает наблюдаться как пульсар, из-за взрыва перемещающийся по космосу со скоростью в сотни километров в секунду.
Конечная стадия эволюции звезд, масса которых превышает солнечную в 5-9 раз – нейтронная звезда.
Если масса звезды еще больше, давление гравитационных сил настолько велико, что нейтроны ядра вынуждены «пакетироваться» до невообразимой плотности, пока вещество не потеряет свою сущность.
В этом случае речь идет о необратимом гравитационном коллапсе, что приводит к образованию черной дыры.
Конечная стадия эволюции звезд, масса которых превышает солнечную более чем в 10 раз – черная дыра.
Эволюция звезд рождение звезд
Звёздная эволюция в астрономии – последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. в течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.
Цикл жизни звёзды
Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью.
любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут запустить процесс звездообразования.
В ходе протекания этого процесса неоднородности молекулярного облака будут сжиматься под действием собственного тяготения и постепенно принимать форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает.
Когда температура в центре достигает 15–20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой.
Последующие стадии эволюции звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце эволюции звезды свою роль может сыграть ее химический состав.
Первая стадия жизни звезды подобна солнечной – в ней доминируют реакции водородного цикла.
В таком состоянии она пребывает бо́льшую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Расселла, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на периферии ядра.
Маленькие и холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности десятки миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты сходят с главной последовательности уже через несколько десятков миллионов (а некоторые спустя всего несколько миллионов) лет после формирования.
В настоящее время достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода в их недрах. Поскольку возраст вселенной составляет 13,8 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в таких звёздах, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.
Согласно теоретическим представлениям, некоторые из легких звезд, теряя свое вещество (звездный ветер), будут постепенно испаряться, становясь все меньше и меньше. Другие – красные карлики, будут медленно остывать миллиарды лет, продолжая слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.
Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет.
Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность.
Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность.
Без давления, возникавшего в ходе термоядерных реакций и уравновешивавшего внутреннюю гравитацию, звезда снова начинает сжиматься, как уже было ранее в процессе её формирования.
Температура и давление снова растут, но, в отличие от стадии протозвезды, до гораздо более высокого уровня.
Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия, в ходе которых происходит превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий – в углерод, углерод – в кислород, кислород – в кремний, и наконец – кремний в железо).
Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия
Возобновившееся на новом уровне термоядерное «горение» вещества становится причиной чудовищного расширения звезды. Звезда «распухает», становясь очень «рыхлой», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз.
Звезда становится красным гигантом, а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет.
То, что происходит далее также зависит от массы звезды.
У звезд средней величины реакция термоядерного сжигания гелия может приводить к взрывному сбросу внешних слоев звезды с образованием из них планетарной туманности. Ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, остывая, превращается в гелиевый белый карлик, как правило, имеющий массу до 0,5—0,6 Солнечных масс и диаметр порядка диаметра Земли.
Процесс звездной эволюции во Вселенной непрерывен и цикличен – угасают старые звезды, на смену им зажигаются новые.
По современным научным представлениям, из звездного вещества образовались элементы, необходимые для возникновения планет и жизни на Земле. Хотя единой общепринятой точки зрения на то, как возникла жизнь, пока нет.
ЕЩЁ МАТЕРИАЛЫ ПО ТЕМЕ:
1″ :pagination=»pagination» :callback=»loadData» :options=»paginationOptions»>
Как происходит эволюция звёзд
Практически любо тело во Вселенной имеет свой жизненный цикл. Собственно говоря, светила не исключения. Они также рождаются и умирают, как и другие тела. Правда, жизненный путь звезд, то есть последовательные изменения в течение всей её жизни, очень долгий. Ниже мы как раз рассмотрим какие основные этапы включает в себя эволюция звёзд.
Как известно, звезда — это гигантский раскаленный газовый шар, находящийся в состоянии равновесия. Внутри этого шара происходят термоядерные реакции, в результате которых вырабатывается энергия и излучается свет.
Стадии эволюции звезд
Как и мы отличаемся друг от друга, так и звёзды. Под влиянием разных факторов их жизненный путь у каждого свой. Всё как у людей. Нас даже создала одна природа и сила — сила нашей Вселенной.
Из них, главным образом, выделяют:
Как появляются звёзды
Сначала в космическом пространстве образуются огромные газовые облака. На самом деле, эти холодные разреженные облака межзвёздного газа сжимаются под силой гравитации. Так начинается процесс звёздного формирования.
На его конечном этапе объект называют протозвездой. Вроде уже и не просто облако, но еще и не полноценное светило. Во время сжатия температура таких газовых облаков резко увеличивается. Из-за чего, в свою очередь, внутри них начинают происходить термоядерные реакции синтеза гелия из водорода.
Главная последовательность
Именно в это время, то есть с началом ядерных процессов, рождается звезда. На данном этапе, чаще всего, она является представителем главной последовательности звезд. Правда, бывают и исключения. Например, субкарлики и коричневые карлики. Они отличаются небольшой массой и слабым ядерным синтезом.
Между прочим стадия главной последовательности самая длинная в жизни светил (около 90% от общей продолжительности). Остальные же их этапы существования длятся значительно меньше. Вероятно, по этой причине во Вселенной преобладают звёзды, находящиеся именно на этой стадии развития. А вот как после неё будет проходить развитие напрямую зависит от массы тела.
Эволюция звёзд различной массы
Стоит отметить, что звездные тела имеют разные характеристики.
Низкая масса
К сожалению, такая же участь уготовлена красным карликам с подобной массой. Но в отличие от коричневых собратьев, внутри них происходит горение водорода.
Правда, в слоевом источнике в районе гелиевого ядра водород уже не горит. В результате светило сжимается и нагревается. Затем наступает последний этап эволюции красного карлика малой массы — вырожденный гелиевый карлик. В это время практически всё звёздное тело состоит из гелия с водородной оболочкой, а равновесие удерживается вырожденным электронным газом.
Средняя масса
Как оказалось, эволюция звёзд при средней массе тела проходит по следующему пути.
Для светил с массой от 0.5 до 8 солнечных масс путь один — это превращение в углеродно-кислородный белый карлик, который будет состоять из вырожденного газа.
Когда у звёзд с данными значениями массы в ядре заканчивается водород (он же сжигается, как мы помним), начинается его горение в слоевом источнике вокруг гелиевого ядра. В результате светило эволюционирует в стадию красного гиганта.
Правда, процесс перевоплощения немного отличается при определенном весе. Так, если весовой показатель звезды находится в пределах от 0.5 до 3 солнечных масс, то в её ядре гелий взорвётся. Потому как в нём располагается вырожденный газ, произойдёт так называемая гелиевая вспышка.
Массивные звезды
А вот для светил с большей массой (от 3 до 8 солнечных) гелий будет гореть, но не взорвется. Поскольку газ не успевает выродиться из-за постоянной высокой ядерной температуры. Вместе с гелиевым сгоранием начинается рост конвективного ядра (то есть области, где происходит перенос энергии путём перемешивания веществ), а вокруг него горит оболочка из водорода. Что также приводит к превращению звезды в красный гигант.
Как происходит эволюция звёзд на последнем этапе
Конечно, спустя какое-то время, запасы гелия иссякнут. И он начнёт сгорать в слоевом источнике около ядра. Которое, в свою очередь, будет сжиматься и нагреваться. В это время водородная оболочка, наоборот, расширяется и остывает. Таким образом звезда трансформируется из красного карлика в сверхгигант.
На следующем этапе своей жизни в центрах звезд с массой от 0.5 до 8 солнечных масс образуется углеродно-кислородное ядро, наполненное вырожденным газом. Собственно, вот и сформировался белый карлик. Но его оболочка всё продолжает расширяться и, наконец, она отделяется от светила.
Более того, уже отделившаяся оболочка не прекращает увеличиваться и, в конце концов, превращается в планетарную туманность. А звезда, как уже было сказано, остаётся белым карликом с вырожденным газом.
Планетарная туманность Глаз Бога
Жизнь светил с высокой массой
Эволюция светил с высокой массой (от 8 до 10 солнечных) происходит по тому же сценарию, как и со средней. Но у них не успевает образоваться углеродно-кислородное ядро. Потому как оно сжимается и вырождается, а лишь затем начинает гореть углерод.
И вместо гелиевой вспышки происходит углеродная. Её также называют углеродной детонацией.
Иногда подобная детонация приводит к взрыву звезды как сверхновой. А иногда светило эволюционирует в неё без взрыва (при увеличении температуры в недрах газ может не вырождаться) и продолжает свою жизнь.
Во Вселенной есть очень массивные звёзды (около 10 солнечных масс). В результате того, что они очень горячие, внутри их ядра гелий начинает гореть, а они не успевают достигнуть стадии красного гиганта. Под действием различных факторов и процессов такие светила вырабатывают тяжёлые элементы.
Можно сказать, что рождение и эволюция звезд начинается в результате ядерных реакций. А также заканчивается, когда они прекращаются.
Конечно, развитие и длительность жизни звёзд разная, так как процессы в них протекают по-разному. Более того, конечные стадии их эволюции также отличаются. Да, есть определённые закономерности, но будущее неизвестно никому. Ведь, например, при расширении одного светила, оно может зацепить другое. Почему бы нет? Наверное, вы поняли, что большую роль играет масса тела и процессы, в нём протекающие.
В любом случае, происхождение таких различных между собой космических объектов, таких красивейших и прекрасных, является одним из чудес Вселенной. А их бесчисленное множество, участие в образовании других, не менее восхитительных объектов, играет огромную роль в развитии нашего космоса.
Эволюция звезд с точки зрения точной науки и теории относительности
Вселенная представляет собой постоянно меняющийся макромир, где каждый объект, субстанция или материя пребывают в состоянии трансформации и изменений. Эти процессы длятся миллиарды лет. В сравнении с продолжительностью человеческой жизни этот непостижимый умом временной отрезок времени огромен. В масштабах космоса эти изменения достаточно скоротечны. Звезды, которые мы сейчас наблюдаем на ночном небосклоне, были такими же и тысячи лет назад, когда их могли видеть египетские фараоны, однако на самом деле все это время ни на секунду не прекращалось изменение физических характеристик небесных светил. Звезды рождаются, живут и непременно стареют – эволюция звезд идет своим чередом.
Положение звезд созвездия Большая Медведица в разные исторические периоды в интервале 100000 лет назад – наше время и через 100 тыс. лет
Интерпретация эволюции звезд с точки зрения обывателя
Для обывателя космос представляется миром спокойствия и безмолвия. На самом деле Вселенная является гигантской физической лабораторией, где происходят грандиозные преобразования, в ходе которых меняется химический состав, физические характеристики и строение звезд. Жизнь звезды длится до тех пор, пока она светит и отдает тепло. Однако такое блистательное состояние не вечно. За ярким рождением следует период зрелости звезды, который неизбежно заканчивается старением небесного тела и его смертью.
Образование протозвезды из газопылевого облака 5-7 млрд. лет назад
Взрыв сверхновой – яркий финал жизни звезды, родившейся в первые годы существования Вселенной
Изменение физических характеристик звезд обусловлено их массой. На скорость эволюции объектов оказывает влияние их химический состав и в некоторой степени существующие астрофизические параметры – скорость вращения и состояние магнитного поля. Точно говорить о том, как все происходит на самом деле, не представляется возможным ввиду огромной продолжительности описываемых процессов. Скорость эволюции, этапы трансформации зависят от времени рождения звезды и ее месторасположения во Вселенной на момент рождения.
Эволюция звезд с научной точки зрения
Любая звезда зарождается из сгустка холодного межзвездного газа, который под действием внешних и внутренних гравитационных сил сжимается до состояния газового шара. Процесс сжатия газовой субстанции не останавливается ни на мгновение, сопровождаясь колоссальным выделением тепловой энергии. Температура нового образования растет до тех пор, пока не запускается в ход термоядерный синтез. С этого момента сжатие звездной материи прекращается, достигнут баланс между гидростатическим и тепловым состоянием объекта. Вселенная пополнилась новой полноценной звездой.
Главное звездное топливо – атом водорода в результате запущенной термоядерной реакции
Исходя из описанных процессов, можно сделать вывод, эволюция звезд представляет собой последовательную смену источников звездной энергии. В современной астрофизике процессы трансформации звезд можно расставить в соответствии с тремя шкалами:
Размеры и масса различных звезд, начиная от сверхгиганта, заканчивая красным карликом
Тепловая временная шкала определяет этап эволюции, в течение которого звезда расходует всю тепловую энергию. Этот процесс начинается с того момента, когда израсходовались последние запасы водорода и ядерные реакции прекратились. Для поддержания равновесия объекта запускается процесс сжатия. Звездная материя падает к центру. При этом происходит переход кинетической энергии в тепловую энергию, затрачиваемую на поддержание необходимого температурного баланса внутри звезды. Часть энергии улетучивается в космическое пространство.
Учитывая тот факт, что светимость звезд определяется их массой, в момент сжатия объекта его яркость в пространстве не меняется.
Звезда на пути к главной последовательности
Формирование звезды происходит в соответствии с динамической временной шкалой. Звездный газ свободно падает внутрь к центру, увеличивая плотность и давление в недрах будущего объекта. Чем выше плотность в центре газового шара, тем больше температура внутри объекта. С этого момента основной энергией небесного тела становится тепло. Чем больше плотность и выше температура, тем больше давление в недрах будущей звезды. Свободное падение молекул и атомов прекращается, процесс сжатия звездного газа приостанавливается. Такое состояние объекта обычно называют протозвездой. Объект на 90% состоит из молекулярного водорода. При достижении температуры 1800К водород переходит в атомарное состояние. В процессе распада расходуется энергия, повышение температуры замедляется.
В подобном состоянии давление внутри газового шара уменьшается, тем самым давая свободу силе сжатия. Такая последовательность повторяется каждый раз, когда сначала ионизируется весь водород, а затем наступает черед ионизации гелия. При температуре 10⁵ К газ ионизируется полностью, сжатие звезды останавливается, возникает гидростатическое равновесие объекта. Дальнейшая эволюция звезды будет происходить в соответствии с тепловой временной шкалой, гораздо медленнее и последовательнее.
Радиус протозвезды с момента начала формирования сокращается с 100 а.е. до ¼ а.е. Объект пребывает в середине газового облака. В результате аккреции частиц из внешних областей облака звездного газа масса звезды будет постоянно увеличиваться. Следовательно, температура внутри объекта будет расти, сопровождая процесс конвекции – перенос энергии от внутренних слоев звезды к ее внешнему краю. Впоследствии с ростом температуры в недрах небесного тела конвекция сменяется лучистым переносом, сдвигаясь к поверхности звезды. В этом момент светимость объекта стремительно увеличивается, растет и температура поверхностных слоев звездного шара.
Процессы конвекции и лучистый перенос во вновь образовавшейся звезде перед началом реакций термоядерного синтеза
К примеру, для звезд, у которых масса идентична массе нашего Солнца, сжатие протозвездного облака происходит всего за несколько сотен лет. Что касается финальной стадии образования объекта, то конденсация звездной материи растягивается уже на миллионы лет. Солнце движется к главной последовательности достаточно быстро, и этот путь займет сотню миллионов или миллиарды лет. Другими словами, чем больше масса звезды, тем больше промежуток времени, затрачиваемый на формирование полноценной звезды. Звезда с массой в 15М будет двигаться по пути к главной последовательности уже значительно дольше – порядка 60 тыс. лет.
Фаза главной последовательности
Деление и распад атомов водорода в процессе термоядерной реакции, происходящей в недрах звезды
С этого момента наблюдение за жизнью звезды четко привязано к фазе главной последовательности, которая является важной частью эволюции небесных светил. Именно на этом этапе единственным источником звездной энергии является результат горения водорода. Объект пребывает в состоянии равновесия. По мере расхода ядерного топлива меняется только химический состав объекта. Пребывание Солнца в фазе главной последовательности продлится ориентировочно 10 млрд. лет. Столько времени потребуется, чтобы наше родное светило израсходовало весь запас водорода. Что касается массивных звезд, то их эволюция происходит быстрее. Излучая больше энергии, массивная звезда пребывает в фазе главной последовательности всего 10-20 млн. лет.
Менее массивные звезды горят на ночном небосклоне значительно дольше. Так, звезда с массой 0,25М будет пребывать в фазе главной последовательности десятки миллиардов лет.
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела, оценивающая взаимосвязь спектра звезд с их светимостью. Точки на диаграмме – месторасположение известных звезд. Стрелки указывают смещение звезд от главной последовательности в фазы гигантов и белых карликов.
Чтобы представить эволюцию звезд, достаточно взглянуть на диаграмму, характеризующую путь небесного светила в главной последовательности. Верхняя часть графика выглядит менее насыщенной объектами, так как именно здесь сосредоточены массивные звезды. Это месторасположение объясняется их непродолжительным жизненным циклом. Из известных на сегодняшний день звезд некоторые имеют массу 70М. Объекты, масса которых превышает верхний предел – 100М, могут вообще не сформироваться.
У небесных светил, масса которых меньше 0,08М, нет возможности преодолеть критическую массу, необходимую для начала термоядерного синтеза и остаются всю свою жизнь холодными. Самые маленькие протозвезды сжимаются и образуют планетоподобные карлики.
Планетоподобный коричневый карлик в сравнении с нормальной звездой (наше Солнце) и планетой Юпитер
В нижней части последовательности сосредоточены объекты, где доминируют звезды с массой равной массе нашего Солнца и немногим больше. Мнимой границей между верхней и нижней части главной последовательности являются объекты, масса которых составляет – 1,5М.
Последующие этапы эволюции звезд
Каждый из вариантов развития состояния звезды определяется ее массой и отрезком времени, в течение которого происходит трансформация звездной материи. Однако Вселенная представляет собой многогранный и сложный механизм, поэтому эволюция звезд может идти другими путями.
Путешествуя по главной последовательности, звезда с массой, примерно равной массе Солнца, имеет три основных варианта маршрута:
Возможные варианты эволюции протозвезд в зависимости от времени, химического состав объектов и их массы
После главной последовательности наступает фаза гиганта. К этому времени запасы водорода в недрах звезды полностью заканчиваются, центральная область объекта представляет собой гелиевое ядро, а термоядерные реакция смещаются к поверхности объекта. Под действием термоядерного синтеза оболочка расширяется, а вот масса гелиевого ядра растет. Обычная звезда превращается в красного гиганта.
Фаза гиганта и ее особенности
У звезд с небольшой массой плотность ядра становится колоссальной, превращая звездную материю в вырожденный релятивистский газ. Если масса звезды чуть больше 0,26М, рост давления и температуры приводит к началу синтеза гелия, охватывающего всю центральную область объекта. С этого момента температура звезды стремительно растет. Главная особенность процесса заключается в том, что вырожденный газ не имеет способности расширяться. Под воздействием высокой температуры увеличивается только скорость деления гелия, что сопровождается взрывной реакцией. В такие моменты мы можем наблюдать гелиевую вспышку. Яркость объекта увеличивается в сотни раз, однако агония звезды продолжается. Происходит переход звезды в новое состояние, где все термодинамические процессы происходят в гелиевом ядре и в разряженной внешней оболочке.
Строение звезды главной последовательности солнечного типа и красного гиганта с изотермическим гелиевым ядром и слоевой зоной нуклеосинтеза
Такое состояние является временным и не отличается устойчивостью. Звездная материя постоянно перемешивается, при этом значительная ее часть выбрасывается в окружающее пространство, образуя планетарную туманность. В центре остается горячее ядро, которое называется белым карликом.
Судьба белого карлика – нейтронная звезда или черная дыра
Ядро звезды начинает схлопываться (слева). Схлопывание формирует нейтронную звезду и создает поток энергии во внешние слои звезды (в центре). Энергия, выделяемая в результате сброса внешних слоев звезды при вспышке сверхновой (справа).
Оставшееся сверхплотное ядро будет представлять собой скопление протонов и электронов, которые сталкиваясь друг с другом, образуют нейтроны. Вселенная пополнилась новым объектом – нейтронной звездой. Из-за высокой плотности ядро становится вырожденным, процесс коллапсирования ядра останавливается. Если бы масса звезды была достаточно большой, коллапс мог бы продолжаться до тех пор, пока остатки звездной материи не упадут окончательно в центре объекта, образуя черную дыру.
Объяснение финальной части эволюции звезд
Для нормальных равновесных звезд описанные процессы эволюции маловероятны. Однако существование белых карликов и нейтронных звезд доказывает реальное существование процессов сжатия звездной материи. Незначительное количество подобных объектов во Вселенной свидетельствует о скоротечности их существования. Финальный этап эволюции звезд можно представить в виде последовательной цепочки двух типов:
Схема эволюции звезд. Варианты продолжения жизни звезд вне главной последовательности.
Объяснить с точки зрения науки происходящие процессы достаточно трудно. Ученые-ядерщики сходятся во мнении, что в случае с финальным этапом эволюции звезд мы имеем дело с усталостью материи. В результате длительного механического, термодинамического воздействия материя меняет свои физические свойства. Усталостью звездной материи, истощенной длительными ядерными реакциями, можно объяснить появление вырожденного электронного газа, его последующую нейтронизацию и аннигиляцию. Если все перечисленные процессы проходят от начала до конца, звездная материя перестает быть физической субстанцией – звезда исчезает в пространстве, не оставляя после себя ничего.
Межзвездные пузыри и газопылевые облака, являющиеся местом рождения звезд, не могут пополняться только за счет исчезнувших и взорвавшихся звезд. Вселенная и галактики находятся в равновесном состоянии. Постоянно происходит потеря массы, плотность межзвездного пространства уменьшается в одной части космического пространства. Следовательно, в другой части Вселенной создаются условия для образования новых звезд. Другими словами, работает схема: если в одном месте убыло определенное количество материи, в другом месте Вселенной такой же объем материи появился в другой форме.
В заключение
Изучая эволюцию звезд, мы приходим к выводу, что Вселенная представляет собой гигантский разряженный раствор, в котором часть материи трансформируется в молекулы водорода, являющегося строительным материалом для звезд. Другая часть растворяется в пространстве, исчезая из сферы материальных ощущений. Черная дыра в этом смысле является местом перехода всего материального в антиматерию. Постичь до конца смысл происходящего достаточно трудно, особенно если при изучении эволюции звезд делать ставку только на законы ядерной, квантовой физики и термодинамики. К изучению данного вопроса следует подключать теорию относительной вероятности, которая допускает искривление пространства, позволяющее трансформироваться одной энергии в другую, одного состояния в другое.