Рождение и эволюция звезд

Рождение и эволюция звезд

Мир звезд огромен и разнообразен. За тысячи лет до нас это знали внимательные наб­людатели неба — пастухи, мореходы, проводники караванов. Они отличали звезды, уз­навали, давали им имена, считая, однако, вечными и неизменными, драгоценными гвоз­дями, вбитыми в небесную твердь. Но мир звезд изменчив, как и мир людей. У каждой своя судьба. Одни живут долго и тихо угаса­ют. Другие, эволюционируя быстро, бурно заканчивают жизнь в огне колоссальной вспышки.

Звезды рождаются в галактиках из межзвездного вещес­тва, неравномерно распределенного в пространстве, состо­ящего из газа и пыли, пронизанного излучениями и слабым маг­нитным полем. Часть этого вещества собрана в облака, в самых плотных областях которых идет процесс звездообразования. Газово-пылевые облака неоднородны. В них образуются сгустки, которые со временем под действием гравитации начи­нают сжиматься. В процессе сжатия возникает вращение ве­щества, и вокруг центральной части формируется газово-пылевой диск. Падение вещества к центру конденсации (сжатие) приводит к столкновениям между частицами и их разогреву при переходе кинетической энергии в тепловую. Идет форми­рование протозвезды. Когда температура в центральной области достигает нескольких миллионов гра­дусов, начинаются термоядерные реак­ции превращения водорода в гелий, сжа­тие прекращается, и протозвезда стано­вится звездой. У протозвезды солнечной массы процесс медленного сжатия про­должается около 50 млн. лет.

Image 

Из аккреционного диска, вращаю­щегося вокруг молодой звезды, со вре­менем может сформироваться система планет и их спутников. Образование планет проходит бурно и сопровождае­тся постоянными столкновениями. Часть материи под воздействием грави­тационных возмущений и интенсивно­го звездного ветра выбрасывается в окружающее космическое пространство.

Процесс звездообразования продол­жается и в наше время, но уже из ве­щества, обогащенного тяжелыми эле­ментами, выброшенными в процессе эволюции предыдущих звездных поко­лений. Обычно звезды рождаются не поодиночке, а как бы «гнездами», фор­мируя обширные скопления — ассоци­ации. Молодые ассоциации звезд гене­тически связаны с большими газово-пылевыми комплексами межзвездной среды.

Каждая «новорожденная» звезда, в зависимости от своей первоначальной массы, занимает определенное место на диаграмме Герцшпрунга-Рессела — графике, по одной оси которого отло­жен показатель цвета звезды, а по дру­гой — ее светимость, т.е. количество энергии, излучаемой в секунду. Пока­затель цвета звезды связан с температу­рой ее поверхностных слоев — чем ни­же температура, тем звезда краснее, а ее показатель цвета больше.

«Протозвездная» стадия эволюции относительно быстротечна. Самые мас­сивные звезды проходят ее всего за нес­колько сотен тысяч лет. Поэтому неу­дивительно, что число таких звезд в Галактике невелико и наблюдать их не просто. Но после того, как они «пропи­шутся» на Главной последовательнос­ти диаграммы Герцшпрунга-Рессела, ситуация резко меняется. Теперь пара­метры звезды стабилизировались, и в течение длительного времени они бу­дут оставаться неизменными. Звезды на диаграмме формируют пять полос, называемых последовательностями. От верхнего левого угла к правому нижнему проходит Главная последова­тельность, на которой находится боль­шинство звезд. Верхняя часть пред­ставлена голубыми звездами с темпе­ратурой 30 000°-50 000° Кис оптичес­кой светимостью в 10 000 раз больше светимости Солнца (например, Спика), далее расположены белые звезды (Си­риус А), желтовато-белые (Процион), желтые (Солнце), оранжевые (χ Кита), а заканчивается Главная последова­тельность красными карликами с тем­пературой 3000°-4000° К, которые сла­бее Солнца в 1000 раз (Крюгер 60). Вы­ше Главной последовательности нахо­дятся красноватые субгиганты, а затем желтые, оранжевые и красные гиган­ты, имеющие большие размеры и соот­ветственно высокие светимости (Ка­пелла, Арктур, Альдебаран). В самой верхней части диаграммы проходит ветвь сверхгигантов, светимость ко­торых в сотни тысяч раз больше све­тимости Солнца (Ригель, Бетельгейзе). Но таких звезд очень немного. Чуть ниже Главной последователь­ности    параллельно    ей    проходит ветвь субкарликов. И, наконец, в са­мой нижней части диаграммы отдель­ной группой располагаются белые карлики — очень плотные маленькие и горячие звезды, находящиеся на заключительной стадии развития (Си­риус В).

В процессе эволюции звезды меня­ют свое положение на диаграмме «спектр-светимость», перемещаясь из одной группы в другую. Большую часть жизни звезда проводит на Глав­ной последовательности. Справа и вверх от нее располагаются как самые молодые звезды, так и звезды, далеко продвинувшиеся по своему эволюци­онному пути.

Время жизни звезды зависит, глав­ным образом, от ее массы. По теорети­ческим расчетам, масса звезды может варьировать от 0,08 до 100 солнечных масс. У протозвезды с массой меньше 0,08 солнечной температура в центре не сможет подняться до необходимой для начала термоядерных реакций. А звезды с массой больше 100 солнеч­ных масс неустойчивы. Чем больше масса звезды, тем быстрее выгорает водород, и тем более тяжелые элемен­ты могут образоваться в процессе тер­моядерного синтеза в ее недрах. На поздней стадии эволюции, когда в центральной части звезды начинается горение гелия, она сходит с Главной последовательности, становясь, в за­висимости от массы, голубым или красным гигантом.

Итак, на протяжении периода, когда звезда находится на Главной последова­тельности, она эволюционирует, мед­ленно теряя вещество за счет излучения.

Она продолжает свою созидатель­ную алхимию, и вот уже через какие-нибудь несколько миллионов лет появ­ляются около двадцати новых хими­ческих элементов. Когда гелиевое топ­ливо исчерпано, начинается сжигание углерода, в результате которого обра­зуется кислород. После углерода нас­тупает очередь кислорода. Таким обра­зом, рождаются более сложные эле­менты, такие как неон, магний или да­же алюминий и сера. Когда появляется железо, звезда уже содержит химичес­кие элементы, которые позже образу­ют более 90% атомов нашего тела, и бу­дут отвечать за разнообразие жизни на Земле.

Чтобы представить себе дальнейшую эволюцию звезд, вспомним о силах, обеспечивающих равновесие процессов в их недрах. Там протекают ядерные реакции с выделением энергии, кото­рая затем передается наружным слоям и нагревает их. Это могло бы привести к расширению и разлету наружных слоев звезды, если бы не гравитация. Чем больше масса звезды, тем сильнее ее гравитационное поле. Таким обра­зом, на материал звезды действуют си­лы притяжения, которые уравновеши­ваются внутренним давлением. В обыч­ных звездах это равновесие сохраняет­ся миллиарды лет, в течение которых они светят, медленно расходуя водо­родное топливо.

Image 

Но наступает момент, когда полнос­тью исчерпаны термоядерные источни­ки энергии. Звезда на пороге кризиса, она уже не может вырабатывать необ­ходимое количество энергии, достаточ­ного  для   поддержания  внутреннего давления и противостояния силам гра­витации. Начинается процесс неудер­жимого сжатия (коллапс), но это сжа­тие уже не может обеспечить включе­ние новых термоядерных реакций. Для звезд, которые значительно массивнее Солнца, гравитационный коллапс нас­тупает сразу после образования желез­ного ядра. У менее массивных звезд этот процесс начинается на более ран­них этапах развития.

Вследствие коллапса образуются звезды с огромной плотностью. К та­ким объектам относятся белые карли­ки. Их ядра имеют плотность, равную нескольким тоннам на 1 см3, и окруже­ны тонкой атмосферой, состоящей, преимущественно, из водорода или ге­лия. Одновременно с образованием сверхплотного ядра, звезда сбрасывает свою внешнюю оболочку, которая превращается в газовое облако — пла­нетарную туманность и постепенно рас­сеивается в космосе.

Звезда большей массы может сжи­маться до радиуса, равного 10 км, превращаясь в объект с наибольшей плотностью — нейтронную звезду. В ходе катастрофического сжатия про­исходит слияние электронов и прото­нов в нейтроны. Одна столовая ложка нейтронной звезды весит 1 млрд. тонн! Последняя стадия эволюции еще более массивной звезды — образование чер­ной дыры. Звезда сжимается до таких размеров, при которых вторая косми­ческая скорость становится равной скорости света. Из такой гравитацион­ной ловушки не может вырваться да­же свет, поэтому никакая информация из черной дыры к нам не поступает. В районе черной дыры пространство сильно искривляется, а время замед­ляется.

Образование нейтронных звезд и черных дыр обязательно связано с мощным взрывом. В небе возникает яркая точка, почти такая же яркая, как галактика, в которой она вспых­нула. Это «Сверхновая звезда». Упоминания, встречающиеся в древ­них летописях о появлении на небе ярчайших звезд, это не что иное, как свидетельства коллосальных косми­ческих взрывов.

Вспышки Сверхновых, в зависимос­ти от кривой блеска и других свойств, принято разделять на два типа. Вспышки Сверхновой I типа отлича­ются большей светимостью, которая может превышать в 2,5 млрд. раз све­тимость Солнца. Светимость Сверхно­вых II типа превышает светимость Солнца всего в 1 млрд. раз. Отличие Сверхновых I и II типа связано с хими­ческим составом взрывающихся звезд, а, следовательно, и их возрастом. Так, Сверхновые I типа относятся к старым звездам, которые не могут обладать большими массами. Спектральный анализ их излучения показывает пол­ное отсутствие водорода, что говорит об их почтенном возрасте. Сверхновые II типа связаны с молодыми массивными звездами, и, следовательно, при взрыве может выбрасываться значи­тельная (порядка одной солнечной) масса вещества. Анализ их спектров показывает наличие большого коли­чества водорода.

Image 

Перед вспышкой Сверхновой II типа огромные потери энергии происходят за счет нейтринного излучения, для ко­торого материя звезды прозрачна. Уно­ся с собой часть энергии из ядра, оно способствует еще большему охлажде­нию и дальнейшему коллапсу звезды. Слои, близлежащие к центру звезды, уплотняются и становятся непрозрач­ными для нейтрино, что приводит к резкому повышению температуры. Из­быточная температура и огромное дав­ление способствуют возникновению ре­акций синтеза легких ядер. Этот про­цесс имеет взрывной характер. Сопро­вождающая его ударная волна выбра­сывает вещество звезды, оголяя ее яд­ро. Необходимо отметить, что рассмот­ренный механизм взрыва Сверхновых II типа подходит лишь для массивных одиночных звезд на конечных этапах их эволюции.

Звезда теряет всю внешнюю оболочку, которая, разлетаясь с большой ско­ростью, через сотни тысяч лет без следа растворяется в межзвездном среде, а до этого мы наблюдаем ее как расширяю­щуюся газовую туманность (например, Крабовидная туманность в созвездии Тельца, волокнистая туманность Парус-Х). Первые 20 000 лет расширение газовой оболочки сопровождается мощ­ным радиоизлучением. В течение этого времени она представляет собой горя­чий плазменный шар, имеющий маг­нитное поле, удерживающее заряжен­ные частицы высоких энергий, образо­вавшиеся в Сверхновой. Чем больше времени прошло с момента взрыва, тем слабее радиоизлучение и ниже темпе­ратура плазмы.

Какие же звезды на конечных сту­пенях эволюции взрываются как Сверхновые? Анализ наблюдательных фактов показывает, что эволюция звезд с первоначальной массой менее 4 солнечных масс (время жизни звез­ды более 100 млн. лет) заканчивается образованием белых карликов. Если масса звезды находится в пределах от 4 до 6-7 солнечных масс, жизнь звез­ды заканчивается вспышкой Сверхновой I типа после 30-90 млн. лет эволю­ции. Если масса звезды превышает 6-7 солнечных масс, в конце ее эволюции происходит вспышка Сверхновой II типа с образованием нейтронной звез­ды или черной дыры (время жизни та­ких звезд 20-30 млн. лет).

Изучение Сверхновых и их остатков чрезвычайно важно. Материя, выбро­шенная в космос в результате колос­сальных взрывов, служит материалом для образования звезд следующих по­колений. Все вещество нашей Галак­тики, за исключением того, что нахо­дится в белых карликах, уже прошло через стадию Сверхновых. Наше Солн­це и планеты образовались 5 млрд. лет назад из газово-пылевого облака, содержащего практически все хими­ческие элементы таблицы Менделеева. Это богатство — следствие вспышек Сверхновых, то есть, эволюции звезд первого поколения. Именно вспыш­кам Сверхновых мы обязаны зарожде­нием жизни, так как без железа в на­шей крови, кислорода, которым мы дышим и множества других элемен­тов, произведенных звездами, она бы­ла бы невозможна. История звезд са­мым непосредственным образом каса­ется нас, так как из нее берет начало наша история. Мы есть не что иное, как звездная пыль.

Схема эволюции звезд умеренной массы (солнечного типа).

Звезда зарождается и вы­ходит на ветвь Главной последовательности, занимая на ней строго отведенное место, сог­ласно своим начальным параметрам. На Главной последовательности звезда проводит большую часть своей жизни, расходуя постепенно ядерное горючее. Затем на стадии рас­ширения она уходит в область красных гигантов, по окончании которой выходит в полосу нестабильности и, сбросив конвективную оболочку, превращается в планетарную туман­ность. Оставшееся ядро, сжимаясь, эволюционирует в белый карлик. А планетарная туман­ность постепенно рассеивается в космосе, отдавая межзвездной среде составлявшие ее химические элементы.

Лидия Чинарова

Понравилась статья? Поделиться с друзьями:
Все о космосе
Добавить комментарий

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: