Эволюция звезд

1. Звезда и этапы ее образования.

Звёзды  – раскаленные  газовые шары, источником энергии  и излучения в которых  являются термоядерные реакции, главным  образом  превращение водорода в  гелий. Этот процесс происходит в  центре звезды, где температура достигает 15 млн. кельвинов (0,01 гр. Цельсия соответствует 273,16 кельвинам). Всё вещество при  такой температуре и значительном давлении фактически находится в  состоянии плазмы, ионизированного  газа. Процесс протекания термоядерной реакции несколько отличается у  звёзд массы Солнца и у более  массивных (в нем принимают участие  более тяжелые элементы, такие  как углерод и азот), однако результатом везде является синтез ядра гелия из четырёх ядер водорода при выделении энергии. Содержание водорода по массе в звёздах класса Солнца составляет примерно 70-75%, остальное – гелий и другие элементы, содержание которых обычно не превышает 1,5-2%.

  Видимая поверхность звезды – фотосфера. Температура фотосферы связана с такой характеристикой звезды, как спектральный класс. Всего основных семь классов: O, B, A, F, G, K, M (плюс десять подклассов от 0 до 9). Также существует разделение на C0-C9 (углеродные), S-звезды (с полосами ZrO в спектре) и ещё несколько не часто встречающихся. O – самые горячие с эффективной температурой более 25000К и имеют бело- голубой цвет, M – самые холодные с эффективной температурой менее 3500К и имеют красный цвет.

Согласно наиболее распространенной точке зрения, звезды образуются в  результате гравитационной конденсации  вещества межзвездной среды. Необходимое  для этого разделение межзвездной  среды на две фазы - плотные холодные облака и разреженную среду с  более высокой температурой - может  происходить под воздействием тепловой неустойчивости Рэлея-Тейлора в  межзвездном магнитном поле. Газово-пылевые комплексы с массой, характерным размером (10-100) пк и концентрацией частиц n~102 см-3. действительно наблюдаются благодаря излучению ими радиоволн. Сжатие (коллапс) таких облаков требует определенных условий: гравитационная энергия связи частиц облака должна превосходить сумму энергии теплового движения частиц, энергии вращения облака как целого и магнитной энергии облака (критерий Джинса). Если учитывается только энергия теплового движения, то с точностью до множителя порядка единицы критерий Джинса записывается в виде: , где - масса облака, T - температура газа в К, n - число частиц в 1 см3. При типичных для современных межзвездных облаков температурах 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 (103-106) 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 звездообразование происходит путем последовательной, осуществляющейся в несколько 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 называются протозвездами. Коллапс сферически-симметричной невращающейся  протозвезды без магнитного поля включает несколько этапов. В начальный  момент времени облако однородно  и изотермично. Оно прозрачно  для собств. излучения, поэтому коллапс  идет с объемными потерями энергии, главным образом за счет теплового  излучения пыли, которой передают свою кинетическую энергию частицы  газа. В однородном облаке нет градиента  давления и сжатие начинается в режиме свободного падения с характерным  временем , где G - гравитационная постоянная, - 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 которой вещество распределяется по закону . Когда концентрация частиц в ядре достигает ~ 1011 см-3 оно становится непрозрачным для ИК-излучения пылинок. Выделяющаяся в ядре энергия медленно просачивается к поверхности благодаря лучистой теплопроводности. Температура начинает повышаться почти адиабатически, это приводит к росту давления, и ядро приходит в состояние гидростатического равновесия. Оболочка продолжает падать на ядро, и на его периферии возникает ударная волна. Параметры ядра в это время слабо зависят от общей массы протозвезды:

По мере увеличения массы  ядра за счет аккреции, его температура  изменяется практически адиабатически, пока не достигнет 2000 К, когда начинается диссоциация молекул H2. В результате расхода энергии на диссоциацию, а не на увеличение кинетической энергии  частиц, значение показателя адиабаты становится меньше 4/3, изменения давления не способны компенсировать силы тяготения  и ядро повторно коллапсирует. Образуется новое ядро с параметрами , окруженное ударным фронтом, на которое аккрецируют  остатки первого ядра. Подобная же перестройка ядра происходит при  ионизации водорода.

Дальнейший рост ядра за счет вещества оболочки продолжается до тех пор, пока все вещество упадет на звезду либо рассеется под действием  давления излучения или звездного  ветра, если ядро достаточно массивно. У протозвезд с характерное время  аккреции вещества оболочки ta >tкн, 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 значительную 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. 105-106 лет. Звезды малых масс, когда они становятся видимыми, находятся в области Г.-Р.д., занимаемой звездами типа Т Тельца (карликовыми вспыхивающими звездами), более массивные - в области, где находятся эмиссионные звезды Хербига (неправильные переменные звезды ранних спектральных классов с эмиссионными линиями в спектрах).

У звезд малых масс в  момент, когда устанавливается гидростатическое равновесие, условия в ядрах таковы, что энергия в них переносится  конвекцией. Расчеты показывают, что  температура поверхности полностью  конвективной звезды почти постоянна. Радиус звезды непрерывно уменьшается, т.к. она продолжает сжиматься. При  неизменной температуре поверхности  и уменьшающемся радиусе светимость звезды должна падать и на Г.-Р.д. этой стадии эволюции соответствуют вертикальные участки треков.

По мере продолжения сжатия температура в недрах звезды повышается, вещество становится более прозрачным, и у звезд с возникают лучистые ядра, но оболочки остаются конвективными. Их светимость регулируется тонким лучистым слоем в фотосфере. Чем массивнее  звезда и чем выше ее эффективная  температура, тем больше у нее  лучистое ядро (в звездах с 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 котором вся выделяющаяся в ядре энергия переносится излучением.

2. Классы звезд.

Молодые звёзды.

Процесс формирования звёзд  можно описать единым образом, но последующие стадии развития звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце  звёздной эволюции свою роль может  сыграть химический состав.

Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца), находящиеся на подходе к главной последовательности, полностью конвективны; процесс  конвекции охватывает все области  светила. Это ещё по сути протозвёзды, в центре которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение  происходит, в основном, из-за гравитационного  сжатия. Пока гидростатическое равновесие ещё не установлено, светимость звезды убывает при неизменной эффективной  температуре. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела  такие звёзды формируют почти  вертикальный трек, называемый треком Хаяши. По мере замедления сжатия молодая  звезда приближается к главной последовательности. Объекты такого типа ассоциируются  со звёздами типа T Тельца.

В это время у звёзд  массой больше 0,8 масс Солнца ядро становится прозрачным для излучения, и лучистый перенос энергии в ядре становится преобладающим, поскольку конвекция  все больше затрудняется всё большим  уплотнением вещества, во внешних  же слоях превалирует конвективный перенос энергии.

О том, какими характеристиками в момент попадания на главную  последовательность обладают звёзды меньшей  массы, достоверно неизвестно, так как  время нахождения этих звёзд в  разряде молодых превышает возраст  Вселенной. Все представления об эволюции этих звёзд базируются только на численных расчётах и математическом моделировании.

По мере сжатия звезды начинает увеличиваться давление вырожденного электронного газа и при достижении определенного радиуса звезды сжатие останавливается, что приводит к  остановке дальнейшего роста  центральной температуры, вызываемого сжатием, а затем и к её понижению. Для звёзд меньше 0,0767[3][4] масс Солнца этого не происходит: выделяющейся в ходе ядерных реакций энергии никогда не хватит, чтобы уравновесить внутреннее давление и гравитационное сжатие. Такие «недозвёзды» излучают энергии больше, чем образуется в ходе ядерных реакций, и относятся к так называемым коричневым карликам; их судьба — это постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, и, затем, постепенное остывание с прекращением всех начавшихся ядерных реакций.

Молодые звёзды промежуточной  массы (от 2 до 8 массы Солнца) качественно  эволюционируют точно так же, как  и их меньшие сестры, за тем исключением, что в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.

Объекты этого типа ассоциируются  с т. н. звёздами Ae\Be Хербита неправильными  переменными спектрального типа B-F0. У них также наблюдаются  диски и биполярные джеты. Скорость истечения, светимость и эффективная  температура существенно больше, чем для T Тельца, поэтому они эффективно нагревают и рассеивают остатки  протозвёздного облака.

По прошествии определенного  времени — от миллиона до десятков миллиардов лет, в зависимости от начальной массы — звезда истощает водородные ресурсы ядра. В больших  и горячих звёздах это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких  и более холодных. Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций.

Без давления, возникавшего в ходе этих реакций и уравновешивавшего  собственное гравитационное притяжение звезды, звезда снова начинает сжатие, как уже было раньше, в процессе её формирования. Температура и давление снова повышаются, 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.

Возобновившееся на новом  уровне термоядерное горение вещества становится причиной чудовищного расширения звезды. Звезда «разрыхляется», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Таким образом звезда становится красным гигантом, а фаза горения  гелия продолжается около нескольких миллионов лет

Поздние годы и гибель звёзд.

На сегодняшний день достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими  звёздами после истощения запаса водорода. Поскольку возраст вселенной  составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного  топлива в таких звёздах, современные  теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.

Некоторые звёзды могут синтезировать  гелий лишь в некоторых активных зонах, что вызывает их нестабильность и сильные звёздные ветры. В этом случае образования планетарной  туманности не происходит, а звезда лишь испаряется, становясь даже меньше, чем коричневый карлик.

Звезды с массой менее 0,5 солнечной не в состоянии преобразовывать  гелий даже после того, как в  ядре прекратятся реакции с участием водорода — их масса слишком мала для того, чтобы обеспечить новую  фазу гравитационного сжатия до той  степени, которая инициирует «возгорание» гелия. К таким звёздам относятся  красные карлики, такие как Проксима Центавра, срок пребывания которых  на главной последовательности составляет от десятков миллиардов до десятков триллионов лет. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.

3. Виды звезд.

Во Вселенной существуем множество различных звезд. Большие  и маленькое, горячие и холодные, заряженные и не заряженными.

Одной из классификаций звезд  является спектральная классификация. Согласно этой классификации звезды относят в тот или иной класс  согласно их спектру. Спектральная классификация  звезд служит многим задачам звездной астрономии и астрофизики. Качественное описание наблюдаемого спектра позволяет  оценить важные астрофизические  характеристики звезды, такие как  эффективная температура ее поверхности, светимость и, в отдельных случаях, особенности химического состава.

Существуют звезды, которые называют пекулярными. Их спектры не укладываются в температурную последовательность O—B—A—F—G—K—M. Хотя, зачастую такие звезды представляют собой определенные эволюционные стадии вполне нормальных звезд, либо представляют звезды, не совсем характерные для ближайших окрестностей Солнца (бедные металлами звезды, такие как звезды шаровых скоплений и гало Галактики). В частности к звездам с пекулярными спектрами относятся звезды с различными особенностями химического состава, что проявляется в усилении или ослаблении спектральных линий некоторых элементов.

Большая часть звезд находится  на так называемой главной последовательности. Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения  водорода составляет ~90% времени эволюции большинства звезд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического  гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр.