Эволюция звезд

Кое-где встречаются уголки космического пространства с повышенным содержанием  тяжёлых элементов, но это лишь местные  аномалии - остатки давних звёздных взрывов, разбросавших и рассеявших в окрестности тяжёлые элементы. Мы не будем останавливаться на таких  аномальных областях с повышенной концентрацией тяжёлых элементов, а сосредоточим внимание на звёздах, состоящих в основном из водорода.

Когда температура в центре протозвезды  достигает 10 млн. К, начинаются сложные (но детально изученные) термоядерные реакции, в ходе которых из ядер водорода (протонов) образуются ядра гелия; каждые четыре протона, объединяясь, создают  атом гелия. Сначала, когда соединяются  друг с другом два протона, возникает  атом тяжёлого водорода, или дейтерия. Затем последний сталкивается с  третьим протоном, и в результате реакции рождается лёгкий изотоп гелия, содержащий два протона и  один нейтрон.

В сумятице, которая царит в ядре звезды, быстро движущиеся атомы лёгкого  гелия иногда сталкиваются друг с  другом, в результате чего появляется атом обычного гелия, состоящий из двух протонов и двух нейтронов. Два лишних протона возвращаются обратно в  горячую смесь, чтобы когда-нибудь опять вступить в реакцию, порождающую  гелий. В этом процессе около 0,7% массы  превращается в энергию. Описанная  цепочка реакций - один из важных термоядерных циклов, протекающих в ядрах звёзд  при температуре около 10 млн. К. Некоторые  астрономы считают, что при более  низких температурах могут протекать  другие реакции, в которых участвуют  литий, бериллий и бор. Но они тут  же делают оговорку, что если такие  реакции и имеют место, то их относительный  вклад в генерацию энергии  незначителен.

Когда температура в недрах звезды снова увеличивается, в действие вступает ещё одна важная реакция, в  которой в качестве катализатора участвует углерод. Начавшись с  водорода и углерода-12, такая реакция  приводит к образованию азота-13, который спонтанно распадается  на углерод-13 - изотоп углерода, более  тяжёлый, чем тот, с которого реакция  начиналась. Углерод-13 захватывает  ещё один протон, превращаясь в  азот-14. Последний подобным же путём  становится кислородом-15. Этот элемент  также неустойчив и в результате спонтанного распада превращается в азот-15. И, наконец, азот-15, присоединив к себе четвёртый протон, распадается на углерод-12 и гелий.

Таким образом, побочным продуктом  этих термоядерных реакций является углерод-12, который может вновь  положить начало реакциям данного типа. Объединение четырёх протонов приводит к образованию одного атома гелия, а разница в массе четырёх  протонов и одного атома гелия, составляющая около 0,7% от первоначальной массы, проявляется  в виде энергии излучения звезды. На Солнце каждую секунду 564 млн. т водорода превращается в 560 млн. т гелия, а  разница - 4 млн. т вещества - превращается в энергию и излучается в пространство. Важно, что механизм генерации энергии  в звезде зависит от температуры.

Именно температура ядра звезды определяет скорость процессов. Астрономы  считают, что при температуре  около 13 млн. К углеродный цикл относительно несущественен. Следовательно, при  такой температуре преобладает  протон - протонный цикл. При увеличении температуры до 16 млн. К, вероятно, оба  цикла дают равный вклад в процесс  генерации энергии. Когда же температура  ядра поднимается выше 20 млн. К, преобладающим  становится углеродный цикл.

Как только энергия звезды начинает обеспечиваться за счёт ядерных реакций, гравитационное сжатие, с которого начался весь процесс, прекращается. Теперь самоподдерживающаяся реакция  может продолжаться в течение  времени, длительность которого зависит  от начальной массы звезды и составляет примерно от 1 млн. лет до 100 млрд. лет  и больше. Именно в этот период звезда достигает главной последовательности и начинает свою долгую жизнь, протекающую  почти без изменений. Целую вечность проводит звезда в этой стадии. Ничего особенного с ней не происходит, она не привлекает к себе пристального внимания. Теперь это всего-навсего  полноценный член звёздной колонии, затерянный среди множества собратьев.

Однако процессы, протекающие в  ядре звезды, несут в себе зародыши её грядущего разрушения. Когда дерево или уголь сгорают в камине, выделяется тепло, а в качестве продуктов  отхода образуются дым и зола. В "камине" звёздного ядра водород - это уголь, а гелий - зола. Если из камина время  от времени не удалять золу, то она  может забить его и огонь потухнет.

Если в ядре звезды вещество не перемешивается, в термоядерных реакциях начинают принимать участие слои, непосредственно примыкающие к  гелиевому ядру, что обеспечивает звезду энергией. Однако со временем запасы водорода в этих слоях иссякают, и ядро разрастается всё больше и  больше. Наконец достигается состояние, когда в ядре совсем не остаётся водорода. Обычные реакции превращения  водорода в гелий прекращаются; звезда покидает главную последовательность и вступает в сравнительно короткий (но интересный) отрезок своего жизненного пути, отмеченный необычайно бурными  реакциями.

Когда водорода становится мало, и  он больше не может участвовать в  реакциях, источник энергии иссякает. Но, как мы уже знаем, звезда представляет собой тонко сбалансированный механизм, в котором давление, раздувающее  звезду изнутри, полностью уравновешено гравитационным притяжением. Следовательно, когда генерация энергии ослабевает, давление излучения резко падает, и силы тяготения начинают сжимать  звезду. Снова происходит падение  вещества к её центру, во многом напоминающее то, с которого началось рождение протозвезды. Энергия, возникающая при гравитационном сжатии, намного больше энергии, выделяемой теперь в ядерных реакциях, а раз  так, то звезда начинает быстро сжиматься. В результате верхние слои звезды нагреваются, она снова расширяется  и растёт в размерах до тех пор, пока внешние слои не станут достаточно разреженными, лучше пропускающими  излучение звезды. Полагают, что  звезда типа Солнца может увеличиться  настолько, что заполнит орбиту Меркурия. После того как звезда начинает расширяться, она покидает главную последовательность и, как мы уже видели, дни её теперь сочтены. С этого момента жизнь звезды начинает клониться к закату.

Когда звезда сжимается, за счёт работы сил тяготения выделяется огромная энергия, которая раздувает звезду. Казалось бы, это должно привести к  падению температуры в ядре. Но это не так. Против ожидания температура  в ядре звезды резко возрастает. В относительно тонком слое вокруг ядра всё ещё происходит обычное  ядерное выгорание водорода, что  приводит к увеличению содержания гелия  в ядре. Когда в ядре концентрируется  около половины массы звезды, последняя  расширяется до своего максимального  размера и её цвет из белого становится жёлтым, а затем красным, так как  температура поверхности звезды уменьшается. Теперь звезда вступает в  новую фазу. Температура ядра растёт до тех пор, пока не превысит 200 млн. К. При такой температуре начинает выгорать гелий, в результате чего образуется углерод. Три ядра гелия, сливаясь, превращаются в ядро углерода, который оказывается  более лёгким, чем три исходных ядра гелия, поэтому такая реакция  также идёт с выделением энергии. Снова давление радиации, которое  играло столь важную роль, когда  звезда находилась на главной последовательности, начинает противодействовать тяготению, и ядро звезды опять удерживается от дальнейшего сжатия. Звезда возвращается к обычным размерам; по мере того как это происходит, температура  её поверхности растет, и она из красной становится белой.

В этот момент по некоторым загадочным причинам звезда оказывается неустойчивой. Астрономы полагают, что переменные звёзды, то есть звёзды, периодически меняющие свою светимость, возникают на этой стадии звёздной эволюции, так как  процесс сжатия происходит не гладко, и на некоторых его этапах возникают  ритмические колебания звезды. На этой стадии звезда может пройти через  фазу новой, в течение которой  она внезапно выбрасывает в межзвёздное  пространство значительное количество вещества; оно, принимая вид расширяющейся  оболочки, может содержать значительную часть массы звезды. Вспышки некоторых новых многократно повторяются, и это означает, что одной вспышки недостаточно, чтобы звезда достигла устойчивости. Но со временем она приобретает устойчивость, колебания исчезают, звезда начинает свой длинный путь к звёздному кладбищу. Даже на этой стадии звезда ещё способна к активности. Она может стать сверхновой. Причина, по которой звезда оказывается способной на такую активность, обусловлена количеством вещества, оставшимся у неё к этой стадии.

Когда мы обсуждали процессы, протекающие  в недрах звезды, мы говорили, что  основным продуктом ядерных реакций  является гелий. По мере того как перерабатывается всё больше и больше водорода, растёт гелиевое ядро звезды. Водород исчезает, следовательно, энерговыделение за счёт этого источника также прекращается. Но при температуре около 200 млн. К открывается ещё один путь, следуя которому гелий порождает более  тяжёлые элементы, и в этом процессе выделяется энергия. Два атома гелия  соединяются, образуя атом бериллия, который обычно вновь распадается  на атомы гелия. Однако температуры  и скорости реакций столь высоки, что, прежде чем происходит распад бериллия, к нему присоединяется третий атом гелия и образуется атом углерода.

Но процесс не останавливается, так как теперь атомы гелия, бомбардируя  углерод, порождают кислород, бомбардируя  кислород, дают неон, а, бомбардируя  неон, производят магний. На этой стадии температура ядра ещё слишком  низка для образования более  тяжёлых элементов. Ядро опять сжимается, и так продолжается до тех пор, пока температура не достигнет величины порядка миллиарда градусов и  не начнётся синтез более тяжёлых  элементов. Если в результате дальнейшего  сжатия ядра температура поднимается  до 3 млрд. К, тяжёлые ядра взаимодействуют  друг с другом до тех пор, пока не образуется железо. Процесс останавливается. Если атомы гелия будут бомбардировать ядра железа, то вместо образования  более тяжёлых элементов произойдёт распад ядер железа.

На этой стадии жизни звезды её ядро состоит из железа, окружённого  слоями ядер более лёгких элементов  вплоть до гелия, а тонкий наружный слой образован водородом, который  ещё обеспечивает некоторое количество энергии. Наконец наступает время, когда водород оказывается полностью  израсходованным и этот источник энергии иссякает. Перестают также  действовать и другие механизмы  генерации энергии; звезда лишается всяких средств для воспроизводства  своих энергетических запасов. Это  означает, что она должна умереть. Теперь, исчерпав запасы ядерной энергии, звезда может только сжиматься и  использовать гравитационную энергию, чтобы поддержать своё свечение. Звезда будет сжиматься и ярко светиться. Когда же и эта энергия иссякнет, звезда начинает изменять свой цвет от белого к жёлтому, затем к красному; наконец она перестаёт излучать и начинает непрерывное путешествие  в необозримом космическом пространстве в виде маленького тёмного безжизненного  объекта. Но на пути к угасанию обычная  звезда проходит стадию белого карлика.

Список литературы

Для подготовки данной работы были использованы материалы с сайта http://referat2000.bizforum.ru/

Введение……………………………………………………………………………………………..3 
 
1. Сущность звездной эволюции……………………………………….. ……………………...….4  
 
2. Процесс звездообразования……………….……………………………………………………..5 
 
3. Звезда как динамическая саморегулирующаяся система…………………………...................7 
 
4. Роль межзвездной среды в звездной эволюции………………………………………………...8 
 
5. Последние фазы эволюции звезд………………………………………………………………..9 
 
Заключение…………………………………………………………………………………………11 
 
Список использованной литературы……………………………………………………………..13 

                                                Введение 
Звезды - это огромные раскаленные солнца, но столь удаленные от нас по сравнению с планетами Солнечной системы, что, хотя, они сияют в миллионы раз ярче, их свет кажется нам относительно тусклым.  
 
В ночном небе невооруженным глазом можно видеть около 6000 звезд. С уменьшением блеска звезд число их растет, и даже простой их счет становится затруднительным. «Поштучно» сосчитаны и занесены в астрономические каталоги все звезды ярче 11-й звездной величины. Их около миллиона. А всего нашему наблюдению доступно около двух миллиардов звезд.  
 
Общее количество звезд во Вселенной оценивается в 1022 . 
 
Различны размеры звезд, их строение, химический состав, масса, температура, светимость и др. Самые большие звезды (сверхгиганты) превосходят размер солнца в сотни и тысячи раз. Звезды-карлики имеют размеры Земли и меньше (около 10 км). Предельная максимальная масса звезд равна примерно 60 солнечным массам, а минимальная примерно 0,03 солнечной массы. 
 
Весьма различны и расстояния до звезд. Свет звезд некоторых далеких звездных систем идет до нас сотни миллионов световых лет. Самая близкая к нам звезда - Проксима Центавра - маленькая звезда, ее масса в 7 раз меньше, чем масса нашего солнца, а поверхностная температура (3000°) в два раза меньше, чем температура на поверхности Солнца. Поэтому она светит на небе очень тускло и не видна невооруженным глазом, хотя и является самой близкой к нам звездой. Она отстоит от Земли на расстоянии всего 4,2 световых лет.  
 
Звезды в космическом пространстве распределены неравномерно. Они образуют звездные системы: кратные звезды (двойные, тройные и т.д.); звездные скопления (от нескольких десятков звезд до миллионов); галактики - грандиозные звездные системы, в которых содержатся миллиарды и сотни миллиардов звезд. Обычно в галактиках звездная плотность также весьма неравномерна. Выше всего она в области галактического ядра. 
 
Большинство звезд находятся в стационарном состоянии, т.е. не наблюдается изменений их физических характеристик. Это отвечает состоянию равновесия. Однако существуют и такие звезды, свойства которых меняются видимым образом. Их называют переменными звездами и нестационарными звездами.  
 
Переменность и нестационарность - проявления неустойчивости состояния равновесия звезды. Переменные звезды изменяют свое состояние (блеск, излучение в различных диапазонах электромагнитных волн, магнитное поле и др.) регулярным и нерегулярным образом. В некоторых случаях нестационарность может быть вызвана взаимодействием с другими звездами, перетеканием вещества от одной близкой соседки к другой. Следует отметить также и новые звезды, в которых непрерывно или время от времени происходят вспышки. При вспышках (взрывах) сверхновых звезд вещество звезд в некоторых случаях может быть полностью рассеяно в пространстве. 
 
Основные эмпирические знания о свойствах звезд получены из анализа их спектров, которые несут информацию о состоянии внешних слоев звезд. Они позволяют определить химический состав, температуру поверхности, магнитные поля, скорость движения и вращения, расстояние до звезды. Эти данные соотносятся с теоретическими моделями, расчетами.  
 
Цель работы: рассмотреть эволюцию звезд. 
1. Сущность звездной эволюции 
Звезды - грандиозные плазменные системы, в которых физические характеристики, внутреннее строение и химический состав изменяются со временем.  
 
Время звездной эволюции, разумеется, очень велико, и мы не можем непосредственно проследить эволюцию той или иной конкретной звезды. Это компенсируется тем, что каждая из множества звезд на небе проходит некоторый этап эволюции. Суммируя наблюдения, можно восстановить общую направленность звездной эволюции.  
 
Современная теория строения и эволюции звезд объясняет общий ход развития звезд в хорошем согласии с данными наблюдения. 
 
Основные фазы в эволюции звезды - ее рождение (звездообразование); длительный период (обычно стабильного) существования звезды как целостной системы, находящейся в гидродинамическом и тепловом равновесии; и, наконец, период ее «смерти», т.е. необратимое нарушение равновесия, которое ведет к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию. 
 
Ход эволюции звезды зависит от ее массы и исходного химического состава, который, в свою очередь, зависит от времени образования звезды и ее положения в Галактике в момент образования. Чем больше масса звезды, тем быстрее идет ее эволюция и тем короче ее «жизнь». Для звезд с массой, превышающей солнечную массу в 15 раз, время стабильного существования оказывается всего около 10 млн. лет. Это крайне незначительное время по космическим меркам, ведь время, отведенное для нашего Солнца, на 3 порядка выше - около 10 млрд лет. 
 
Как по отношению к истории человечества, так и по отношению к истории звезд можно говорить об их поколениях. Каждое поколение звезд имеет особые закономерности формирования и эволюции. Например, звезды первого поколения образовались из вещества, состав которого сложился в начальный период существования Вселенной - почти 75% водорода и 25% гелия с ничтожной примесью дейтерия и лития.  
 
В ходе, по-видимому, достаточно быстрой эволюции массивных звезд первого поколения образовались более тяжелые химические элементы (в основном вплоть до железа), которые впоследствии были выброшены в межзвездное пространство в результате истечения вещества из звезд или их взрывов. Звезды последующих поколений уже формировались из вещества, содержащего 3-4% тяжелых элементов.  
 
Поэтому, говоря о звездной эволюции, надо различать, по крайней мере, три значения этого понятия: эволюция отдельной звезды, эволюция отдельных типов (поколений) звезд и эволюция звездной материи как таковой. 
 
Внутренняя жизнь звезды регулируется воздействием двух сил: силы притяжения, которая противодействует звезде, удерживает ее, и силы, освобождающейся при происходящих в ядре ядерных реакциях Она, наоборот, стремится «вытолкнуть» звезду в дальнее пространство. Во время стадии формирования плотная и сжатая звезда находится под сильным воздействием гравитации.  
 
В результате происходит сильное нагревание, температура достигает 10-20 миллионов градусов. Этого достаточно для начала ядерных реакций, в результате которых водород превращается в гелий. 
 
Затем в течение длительного периода две силы уравновешивают друг друга, звезда находится в стабильном состоянии. Когда ядерное горючее ядра понемногу иссякает, звезда вступает в фазу нестабильности, две силы противоборствуют.  
 
Для звезды наступает критический момент, в действие вступают самые разные факторы - температура, плотность, химический состав. На первое место выступает масса звезды, именно от нее зависит будущее этого небесного тела - или звезда вспыхнет, как сверхновая, или превратится в белого карлика, нейтронную звезду или в черную дыру. 
 
В звездах сосредоточена основная масса (98-99%) видимого вещества в известной нам части Вселенной. Звезды - мощные источники энергии. В частности, жизнь на Земле обязана своим существованием энергии излучения Солнца. 
 
Вещество звезд представляет собой плазму, т.е. находится в ином состоянии, чем вещество в привычных для нас земных условиях.  
 
Плазма - это четвертое (наряду с твердым, жидким, газообразным) состояние вещества, представляющее собой ионизированный газ, в котором положительные (ионы) и отрицательные заряды (электроны) в среднем нейтрализуют друг друга.  
 
В земных условиях плазма встречается очень редко - в электрических разрядах в газах, молнии, в процессах горения и взрыва и др. Около Земли плазма существует в виде солнечного ветра, радиационных поясов, ионосферы и др.  
 
Зато во Вселенной в состоянии плазмы находится подавляющая часть вещества. Кроме звезд, это - межзвездная среда, галактические туманности и др. Итак, строго говоря, звезда - это не просто газовый шар, а плазменный шар. 
 
Звезда - динамическая, направленным образом изменяющаяся плазменная система. В ходе жизни звезды ее химический состав и распределение химических элементов значительно изменяются.  
 
На поздних стадиях развития звездное вещество переходит в состояние вырожденного газа (в котором квантово-механическое влияние частиц друг на друга существенным образом сказывается на его физических свойствах - давлении, теплоемкости и др.), а иногда и нейтронного вещества (пульсары - нейтронные звезды, барстеры - источники рентгеновского излучения и др.) 
 
Высокая светимость звезд, поддерживаемая в течение длительного времени, свидетельствует о выделении в них огромных количеств энергии. Современная физика указывает на два возможных источника энергии - гравитационное сжатие, приводящее к выделению гравитационной энергии, и термоядерные реакции, в результате которых из ядер легких элементов синтезируются ядра более тяжелых элементов, и выделяется большое количество энергии. 
 
Как показывают расчеты, энергии гравитационного сжатия было бы достаточно для поддержания светимости Солнца в течение всего лишь 30 млн лет. Но из геологических и других данных следует, что светимость Солнца оставалась примерно постоянной в течение миллиардов лет.  
 
Гравитационное сжатие может служить источником энергии лишь для очень молодых звезд. С другой стороны, термоядерные реакции протекают с достаточной скоростью лишь при температурах, в тысячи раз превышающих температуру поверхности звезд.  
 
Так, для Солнца температура, при которой термоядерные реакции могут выделять необходимое количество энергии, составляет, по различным расчетам, от 12 до 15 млн. К. Такая колоссальная температура достигается в результате гравитационного сжатия, которое и «зажигает» термоядерную реакцию. Таким образом, в настоящее время наше Солнце является медленно горящей водородной бомбой. 
2. Процесс звездообразования 
Звездообразование - это процесс рождения звезд из межзвездного газа, газопылевых образований, облаков. Процесс звездообразования продолжается непрерывно, он происходит и в настоящее время. 
 
Для каждого поколения звезд характерны конкретные условия звездообразования. Кроме того, первые поколения звезд образовывались в основном в области галактического центра, во всем его объеме.  
 
В дальнейшем, в связи с тем, что межзвездный газ все больше концентрировался в плоскости Галактики, звездообразование происходило и происходит сейчас в этой галактической плоскости. 
 
Звезды образуются не в одиночку, а группами, скоплениями, что является результатом гравитационной конденсации, сжатия (коллапса) громадных объемов межзвездного газа, газопылевых облаков.  
 
Этот процесс хорошо описывается теорией. Кроме того, имеются многочисленные наблюдательные данные рождения звезд. Их число особенно увеличилось с возникновением радио- и инфракрасной астрономии, для диапазонов которых газ и пыль прозрачны. 
 
Звездообразование начинается со сжатия и последующей фрагментации (под действием гравитационных сил) протяженных холодных облаков молекулярного межзвездного газа. Масса газа должна быть такой, чтобы действие сил гравитации преобладало над действием сил газового давления. П 
 
ри современных температурах межзвездного газа (10-30 К) его минимальная масса, которая может конденсироваться, коллапсировать, составляет не менее тысячи масс нашего Солнца. Каждый из образовавшихся фрагментов может в свою очередь разделяться на отдельные фрагменты (так называемая каскадная фрагментация). Последняя серия фрагментов и представляет собой материал, из которого непосредственно формируются звезды.  
 
По мере сжатия в таком фрагменте постепенно выделяются ядро и оболочка. Ядро - это центральная, более плотная и компактная часть, достигшая гидростатического равновесия.  
 
Оболочка - это внешняя, протяженная, продолжающая коллапсировать часть газопылевого фрагмента. (Из материала оболочки впоследствии при ее преобразовании в газопылевой диск могут образовываться окружающие звезду планеты.)  
 
Процесс конденсации сопровождается возрастанием магнитного поля, ростом давления газа. Долгое время оболочка остается плотной и непрозрачной, что делает рождающуюся звезду невидимой в оптическом диапазоне. (Зато ее можно зафиксировать средствами радио- и инфракрасной астрономии.)  
 
Так постепенно формируются протозвезды - грандиозные непрозрачные массы межзвездного газа со сформировавшимся ядром, в которых гравитация уравновешивается силами внутреннего давления. 
 
С образованием протозвезды рост массы ее ядра не прекращается. Масса ядра продолжает увеличиваться, а счет выпадения газа на ядро из оболочки (аккреция). Силы гравитации растут и разогревают ядро, которое претерпевает качественные изменения, в том числе возрастают его светимость и давление излучения. Затем рост ядра и конденсация газа из оболочки прекращаются.  
 
Оболочка постепенно «сдувается» излучением и рассеивается. А ядро со стороны приобретает вид звездного объекта. Этот процесс гравитационного сжатия длится относительно недолго (от сотен тысяч до нескольких десятков млн. лет) и заканчивается тогда, когда температура в центре достигает тех значений (10-15 млн. градусов), при которых включается другой источник энергии - термоядерные реакции.  
 
Сжатие при этом прекращается, и процесс звездообразования завершается: протозвезда окончательно превращается в звезду. 
 
Теория звездообразования не только описывает его общий ход, но и позволяет выделить факторы, которые могут замедлять или стимулировать звездообразование. К замедляющим факторам относятся:  
 
- незначительная масса протозвезды, 
 
- высокая скорость вращения газопылевого облака,  
 
- сильное магнитное поле и др.  
 
Стимулирующими звездообразование процессами являются:  
 
- ударные волны, порожденные вспышками сверхновых звезд;  
 
- ионизационные фронты; 
 
- столкновение облаков;  
 
- звездный ветер (поток плазмы от горячих звезд) и др. 
 
Например, если масса протозвезды очень мала (менее 0,08 массы Солнца), то ее гравитационное сжатие происходит очень медленно, а температура в ядре никогда не достигает значений, необходимых для начала термоядерной реакции. Такие протозвезды будут сжиматься очень и очень долго (время их гравитационного сжатия превышает время жизни Галактики), постепенно превращаясь в так называемые черные карлики. 
3. Звезда как динамическая саморегулирующаяся система 
Таким образом, источниками энергии у большинства звезд являются водородные термоядерные реакции в центральной зоне. В ходе этих реакций водород превращается в гелий, выделяя громадное количество энергии. 
 
Водород - главная составная часть космического вещества и важнейший вид ядерного горючего в звездах. Запасы его в звездах настолько велики, что ядерные реакции могут протекать в течение миллиардов лет. При этом до тех пор пока в центральной зоне весь водород не выгорит, свойства звезды изменяются мало. 
 
В недрах звезд, при температурах более 10 млн К и огромных плотностях, газ обладает давлением в миллиарды атмосфер. В этих условиях звезда может находиться в стационарном состоянии лишь благодаря тому, что в каждом ее слое внутреннее давление газа уравновешивается действием сил тяготения.  
 
Если внутри звезды температура по какой-либо причине повысится, то звезда должна раздуться, так как возрастает давление в ее недрах.  
 
И, наоборот, если температура внутри звезды, а значит и давление, понизится, то радиус звезды уменьшается. Такое состояние называется гидростатическим равновесием. Следовательно, стационарная звезда представляет собой плазменный шар, находящийся в состоянии гидростатического равновесия. 
 
Стационарное состояние звезд характеризуется еще и тепловым равновесием, которое означает, что процессы выделения энергии в недрах звезд, процессы теплоотвода энергии из недр к поверхности и процессы излучения энергии с поверхности должны быть сбалансированы.  
 
Если теплоотвод превысит тепловыделение, то звезда начнет сжиматься и разогреваться. Это приведет к ускорению ядерных реакций, и тепловой баланс будет вновь восстановлен.  
 
Таким образом, звезда представляет собой тонко сбалансированный «организм», она оказывается саморегулирующейся системой. Причем чем звезда больше, тем быстрее она исчерпывает свой запас энергии. 
 
После выгорания водорода в центральной зоне звезды образуется гелиевое ядро. Водородные термоядерные реакции продолжают протекать, но только в тонком слое вблизи поверхности этого ядра. Постепенно они перемещаются на периферию звезды. Звезда принимает гетерогенную структуру.  
 
Выгоревшее ядро начинает сжиматься, а внешняя оболочка - расширяться. Оболочка разбухает до колоссальных размеров, внешняя температура становится низкой, и звезда переходит в стадию красного гиганта. С этого момента жизнь звезды начинает клониться к закату. 
 
Полагают, что на стадии красного гиганта наше Солнце увеличится настолько, что заполнит орбиту Меркурия. Правда, Солнце станет красным гигантом примерно через 5 млрд. лет. Так что особых оснований для беспокойства у жителей Земли нет. Ведь солнечная система образовалась всего лишь 5 млрд. лет назад. 
 
Для красного гиганта характерна низкая внешняя температура, но очень высокая внутренняя. С ее повышением в термоядерные реакции включаются все более тяжелые ядра. 
 
На этом этапе (при температуре свыше 150 млн. К) в ходе ядерных реакций осуществляется синтез более тяжелых, чем гелий, химических элементов. 
 
Только очень крупные среди небесных тел (примерно в 80 раз превышающие массу Юпитера) становятся звездами, меньшие (примерно в 17 раз меньше Юпитера) становятся планетами.  
 
Есть и тела средней массы, они слишком крупные, чтобы относиться к классу планет, и слишком маленькие и холодные для того, чтобы в их недрах происходили ядерные реакции, характерные для звезд. 
 
Эти небесные тела темного цвета обладают слабой светимостью, их довольно сложно различить на небе. Они получили название «коричневые карлики». 
 
Итак, звезда формируется из облаков, состоящих из межзвездного газа. Как уже отмечалось, довольно длительное время звезда пребывает в уравновешенном состоянии. Затем наступает период нестабильности.  
 
Дальнейшая судьба звезды зависит от различных факторов. Рассмотрим гипотетическую звезду небольшого размера, масса которой составляет от 0,1 до 4 солнечных масс. Характерной чертой звезд, имеющих малую массу, является отсутствие конвекции во внутренних слоях, т.е. вещества, входящие в состав звезды, не смешиваются, как это происходит у звезд, обладающих большой массой. 
 
Это означает, что, когда водород в ядре заканчивается, новых запасов этого элемента во внешних слоях нет. Водород, сгорая, превращается в гелий. Понемногу ядро разогревается, поверхностные слои, дестабилизируют собственную структуру, и звезда, как можно видеть по диаграмме Г-Р, медленно выходит из фазы Главной последовательности.  
 
В новой фазе плотность материи внутри звезды повышается, состав ядра «дегенерирует», в результате появляется особая консистенция. Она отличается от нормальной материи. 
4. Роль межзвездной среды в звездной эволюции 
Большую роль в динамике звездных процессов, в звездной эволюции играет межзвездная среда, тесно связанная со звездами: в межзвездной среде они рождаются, а «умирая», отдают ей свое вещество.  
 
Таким образом, между звездами и межзвездной средой происходит кругооборот вещества: межзвездная среда > звезды > межзвездная среда. В ходе такого кругооборота межзвездная среда обогащается создаваемыми в недрах звезд химическими элементами. 
 
Около 85% всех химических элементов тяжелее гелия возникло на заре нашей Галактики, примерно 15 млрд лет назад. ВТО время происходил интенсивный процесс звездообразования, а время жизни, эволюции массивных звезд было относительно коротким. Лишь 10-13% химических элементов (тяжелого гелия) имеют возраст менее 5 млрд лет. 
 
Хотя даже в мощные оптические телескопы мы видим в нашем галактическом пространстве лишь звезды и разделяющую их темную «бездну», на самом деле межзвездное галактическое пространство не является абсолютной пустотой, оно заполнено материей, веществом и полем. 
 
Вопрос только в том, что каковы формы этой материи, в каком состоянии здесь находятся вещество и поле.  
 
Межзвездная среда состоит на 90% из межзвездного газа, который довольно равномерно перемешан с межзвездной пылью (около 1% массы межзвездной среды), а также космических лучей, пронизывается межзвездными магнитными полями, потоками нейтрино, гравитационного и электромагнитного излучения.  
 
Все компоненты межзвездной среды влияют друг на друга (космические лучи и электромагнитное поле ионизируют и нагревают межзвездный газ, магнитное поле определяет движение газа и др.)  
 
Проявляет себя межзвездная среда в ослаблении, рассеянии, поляризации света, поглощении света в отдельных линиях спектра, радиоизлучении, инфракрасном, рентгеновском и гамма-излучениях, через оптическое свечение некоторых туманностей и др. 
 
Основная составляющая межзвездной среды - межзвездный газ, который, как и вещество звезд, состоит главным образом из атомов водорода (около 90% всех атомов) и гелия (около 8%); 2% представлены остальными химическими элементами (преимущественно кислород, углерод, азот, сера, железо и др.). Общая масса молекулярного газа в нашей Галактике равна примерно 4 млрд масс Солнца, что составляет примерно 2% всей массы вещества Галактики. Из этого вещества ежегодно образуется примерно 10 новых звезд! 
 
Межзвездный газ существует как в атомарном, так и в молекулярном состоянии (наиболее плотные и холодные части молекулярного газа). При этом он обычно перемешан с межзвездной пылью (которая представляет собой твердые мельчайшие тугоплавкие частицы, содержащие водород, кислород, азот, силикаты, железо), образуя газопылевые образования, облака.  
 
Революционное значение для космохимии имело открытие в газопылевых облаках различных органических соединений - углеводородов, спиртов, эфиров, даже аминокислот и других соединений, в которых молекулы содержат до 18 атомов углерода.  
 
К настоящему времени в межзвездном газе открыто свыше 40 органических молекул. Чаще всего они встречаются в местах наибольшей концентрации газопылевого вещества. Естественно возникает предположение, что органические молекулы из межзвездных газопылевых облаков могли способствовать возникновению простейших форм жизни на Земле. 
 
Газопылевые облака находятся под воздействием различных сил (гравитационных, электромагнитных, ударных волн, турбулентности и др.), которые либо замедляют, либо ускоряют неизбежный процесс их гравитационного сжатия и постепенного превращения в протозвезды. 
5. Последние фазы эволюции звезд 
Когда материя видоизменяется, давление зависит только от плотности газов, а не от температуры. 
 
На диаграмме Герцшпрунга-Ресселла звезда сдвигается вправо, а затем вверх, приближаясь к области красных гигантов. Ее размеры значительно увеличиваются, и из-за этого температура внешних слоев падает. Диаметр красного гиганта может достигать сотни миллионов километров.  
 
Когда наше Солнце войдет в эту фазу, оно «проглотит» или Меркурий и Венеру, а если не сможет захватить и Землю,то разогреет ее до такой степени, что жизнь на нашей планете перестанет существовать. 
 
За время эволюции звезды температура ее ядра повышается. Сначала происходят ядерные реакции, затем по достижении оптимальной температуры начинается плавление гелия. Когда это происходит, внезапное повышение температуры ядра вызывает вспышку, и звезда быстро перемещается в левую часть диаграммы Г-Р. Это так называемый «helium flash».  
 
В это время ядро, содержащее гелий, сгорает вместе с водородом, который входит в состав оболочки, окружающей ядро. На диаграмме Г-Р эта стадия фиксируется продвижением вправо по горизонтальной линии. 
 
При трансформации гелия в углерод ядро видоизменяется.  Его температура повышается до тех поР (если звезда крупная), пока уг-леРод не начнет гореть.  
 
Происходит новая вспышка. В любом случае во время последних фаз эволюции звезды отмечается значительная потеря ее массы. Это может происходить постепенно или Резко, во время вспышки,  когда внешние слои  звезды лопаются, как большой пузырь.  
 
В последнем случае образуется планетарная туманность - оболочка сферической формы, распространяющаяся в космическом пространстве со скоростью в несколько десятков или даже сотен км/сек 
 
Конечная судьба звезды зависит от массы, оставшейся после всего происходящего с ней. Если она во время всех превращений и вспышек выбросила много материи и ее масса не превышает 1,44 солнечной массы, звезда превращается в белого карлика.  
 
Эта цифра носит название «лимит Чандра-секара» в честь пакистанского астрофизика Субрах-маньяна Чандрасекара. Это максимальная масса звезды, при которой катастрофический конец может не состояться из-за давления электронов в ядре. 
 
После вспышки внешних слоев ядро звезды остается, и его поверхностная температура очень высока - порядка 100 000 "К Звезда двигается к левому краю диаграммы Г-Р и спускается вниз. Ее светимость уменьшается, так как уменьшаются размеры. 
Звезда медленно доходит до зоны белых карликов.  
 
Это звезды небольшого диаметра (как наша Земля), но отличающиеся очень высокой плотностью, в полтора миллиона раз больше плотности воды. Кубический сантиметр вещества, из которого состоит белый карлик, на Земле весил бы около одной тонны. 
 
Белый карлик представляет собой конечную стадию эволюции звезды, без вспышек Она понемногу остывает. Ученые полагают, что конец белого карлика проходит очень медленно, во всяком случае, с начала существования Вселенной, похоже, ни один белый карлик не пострадал от «термической смерти». 
 
Если же звезда крупная, и ее масса больше Солнца, она вспыхнет, как сверхновая. Во время вспышки звезда может разрушиться полностью или частично. В первом случае от нее остается облако газа с остаточными веществами звезды. Во втором - остается небесное тело высочайшей плотности - нейтронная звезда или черная дыра. 
 
 
Заключение 
Звезды - грандиозные плазменные системы, в которых физические характеристики, внутреннее строение и химический состав изменяются со временем.  
 
Время звездной эволюции, разумеется, очень велико, и мы не можем непосредственно проследить эволюцию той или иной конкретной звезды. Это компенсируется тем, что каждая из множества звезд на небе проходит некоторый этап эволюции. Суммируя наблюдения, можно восстановить общую направленность звездной эволюции.  
 
Современная теория строения и эволюции звезд объясняет общий ход развития звезд в хорошем согласии с данными наблюдения. 
 
Основные фазы в эволюции звезды - ее рождение (звездообразование); длительный период (обычно стабильного) существования звезды как целостной системы, находящейся в гидродинамическом и тепловом равновесии; и, наконец, период ее «смерти», т.е. необратимое нарушение равновесия, которое ведет к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию. 
 
Ход эволюции звезды зависит от ее массы и исходного химического состава, который, в свою очередь, зависит от времени образования звезды и ее положения в Галактике в момент образования. Чем больше масса звезды, тем быстрее идет ее эволюция и тем короче ее «жизнь». Для звезд с массой, превышающей солнечную массу в 15 раз, время стабильного существования оказывается всего около 10 млн лет. Это крайне незначительное время по космическим меркам, ведь время, отведенное для нашего Солнца, на 3 порядка выше - около 10 млрд лет. 
 
Как по отношению к истории человечества, так и по отношению к истории звезд можно говорить об их поколениях. Каждое поколение звезд имеет особые закономерности формирования и эволюции. Например, звезды первого поколения образовались из вещества, состав которого сложился в начальный период существования Вселенной - почти 75% водорода и 25% гелия с ничтожной примесью дейтерия и лития.  
 
В ходе, по-видимому, достаточно быстрой эволюции массивных звезд первого поколения образовались более тяжелые химические элементы (в основном вплоть до железа), которые впоследствии были выброшены в межзвездное пространство в результате истечения вещества из звезд или их взрывов. Звезды последующих поколений уже формировались из вещества, содержащего 3-4% тяжелых элементов.  
 
Поэтому, говоря о звездной эволюции, надо различать по крайней мере три значения этого понятия: эволюция отдельной звезды, эволюция отдельных типов (поколений) звезд и эволюция звездной материи как таковой. 
 
Внутренняя жизнь звезды регулируется воздействием двух сил: силы притяжения, которая противодействует звезде, удерживает ее, и силы, освобождающейся при происходящих в ядре ядерных реакциях Она, наоборот, стремится «вытолкнуть» звезду в дальнее пространство. Во время стадии формирования плотная и сжатая звезда находится под сильным воздействием гравитации.  
 
В результате происходит сильное нагревание, температура достигает 10-20 миллионов градусов. Этого достаточно для начала ядерных реакций, в результате которых водород превращается в гелий. 
 
Затем в течение длительного периода две силы уравновешивают друг друга, звезда находится в стабильном состоянии. Когда ядерное горючее ядра понемногу иссякает, звезда вступает в фазу нестабильности, две силы противоборствуют.  
 
Для звезды наступает критический момент, в действие вступают самые разные факторы - температура, плотность, химический состав. На первое место выступает масса звезды, именно от нее зависит будущее этого небесного тела - или звезда вспыхнет, как сверхновая, или превратится в белого карлика, нейтронную звезду или в черную дыру. 
 
В звездах сосредоточена основная масса (98-99%) видимого вещества в известной нам части Вселенной. Звезды - мощные источники энергии. В частности, жизнь на Земле обязана своим существованием энергии излучения Солнца. 
 
Вещество звезд представляет собой плазму, т.е. находится в ином состоянии, чем вещество в привычных для нас земных условиях.  
 
Плазма - это четвертое (наряду с твердым, жидким, газообразным) состояние вещества, представляющее собой ионизированный газ, в котором положительные (ионы) и отрицательные заряды (электроны) в среднем нейтрализуют друг друга.  
 
В земных условиях плазма встречается очень редко - в электрических разрядах в газах, молнии, в процессах горения и взрыва и др. Около Земли плазма существует в виде солнечного ветра, радиационных поясов, ионосферы и др.  
 
Зато во Вселенной в состоянии плазмы находится подавляющая часть вещества. Кроме звезд, это - межзвездная среда, галактические туманности и др. Итак, строго говоря, звезда - это не просто газовый шар, а плазменный шар. 
 
Звезда - динамическая, направленным образом изменяющаяся плазменная система. В ходе жизни звезды ее химический состав и распределение химических элементов значительно изменяются.  
 
На поздних стадиях развития звездное вещество переходит в состояние вырожденного газа (в котором квантово-механическое влияние частиц друг на друга существенным образом сказывается на его физических свойствах - давлении, теплоемкости и др.), а иногда и нейтронного вещества (пульсары - нейтронные звезды, барстеры - источники рентгеновского излучения и др.) 
 
Высокая светимость звезд, поддерживаемая в течение длительного времени, свидетельствует о выделении в них огромных количеств энергии. Современная физика указывает на два возможных источника энергии - гравитационное сжатие, приводящее к выделению гравитационной энергии, и термоядерные реакции, в результате которых из ядер легких элементов синтезируются ядра более тяжелых элементов, и выделяется большое количество энергии. 
 
Конечная судьба звезды зависит от массы, оставшейся после всего происходящего с ней. Если она во время всех превращений и вспышек выбросила много материи и ее масса не превышает 1,44 солнечной массы, звезда превращается в белого карлика.  
 
Эта цифра носит название «лимит Чандра-секара» в честь пакистанского астрофизика Субрах-маньяна Чандрасекара. Это максимальная масса звезды, при которой катастрофический конец может не состояться из-за давления электронов в ядре. 
 
После вспышки внешних слоев ядро звезды остается, и его поверхностная температура очень высока - порядка 100 000 "К Звезда двигается к левому краю диаграммы Г-Р и спускается вниз. Ее светимость уменьшается, так как уменьшаются размеры. 
Звезда медленно доходит до зоны белых карликов.  
 
Это звезды небольшого диаметра (как наша Земля), но отличающиеся очень высокой плотностью, в полтора миллиона раз больше плотности воды. Кубический сантиметр вещества, из которого состоит белый карлик, на Земле весил бы около одной тонны. 
 
Белый карлик представляет собой конечную стадию эволюции звезды, без вспышек Она понемногу остывает. Ученые полагают, что конец белого карлика проходит очень медленно, во всяком случае, с начала существования Вселенной, похоже, ни один белый карлик не пострадал от «термической смерти». 
 
Если же звезда крупная, и ее масса больше Солнца, она вспыхнет, как сверхновая. Во время вспышки звезда может разрушиться полностью или частично. В первом случае от нее остается облако газа с остаточными веществами звезды. Во втором - остается небесное тело высочайшей плотности - нейтронная звезда или черная дыра. 
 
Список использованной литературы 
1. Белоглазов Д.В. Концепции современного естествознания. – М.: ВАКО, 2006. 
 
2. Власов Н.А. Звезды, галактики, Метагалктика. – М.: Логос, 2004 
 
3. Сапожников Л.Д. Внутренняя жизнь звезды. – М.: Мир, 2007.  
 
4. Тихонов Д.О. Время звездной эволюции. – М.: Наука, 2008. 
 
5. Федотов Е.Э. Все о звездах. – М.: Глобус, 2006.