Виды звёзд

Трансформация белого карлика

Сверхновая типа Ia

Особую категорию сверхновых составляет вспышки Ia класса. Это единственный класс сверхновых звезд, который может происходить в эллиптических галактиках. Такая особенность говорит о том, что эти вспышки не являются продуктом смерти сверхгигантов. Сверхгиганты не доживают до того момента, как их галактики «состарятся», т.е. станут эллиптическими. Также все вспышки этого класса имеют практически одинаковую яркость. Благодаря этому сверхновые Ia типа являются «стандартными свечами» Вселенной.

Они возникают по отличительно иной схеме. Как отмечалось ранее, эти взрывы по своей природе чем-то сходны с новыми взрывами. Одна из схем их возникновения предполагает, что они также зарождаются в тесной системе белого карлика и его звезды-компаньона. Однако, в отличие от новых звезд, здесь происходит детонация иного, более катастрофического типа.

По мере «пожирания» своего компаньона, белый карлик увеличивается в массе до тех пор, пока не достигнет предела Чандрасекара. Этот предел, примерно равный 1,38 солнечной массы, является верхней границы массы белого карлика, после которого он превращается в нейтронную звезду. Такое событие сопровождается термоядерным взрывом с колоссальным выделением энергии, на много порядков превышающим обычный новый взрыв. Практически неизменное значение предела Чандрасекара объясняет столь малое расхождение в яркостях различных вспышек данного подкласса. Эта яркость почти в 6 миллиардов раз превышает солнечную светимость, а динамика её изменения такая же, как у сверхновых Ib, Ic класса.

Жизненный цикл

Другая классификация различных типов звезд основана на их жизненном цикле. Жизненный цикл звезд варьируется от их рождения от большого молекулярного облака до смерти звезды. Когда он умирает, он может иметь разные формы и звездные остатки. Когда она рождается, ее называют протозвездой. Давайте посмотрим, каковы разные фазы жизни звезды:

1. PSP: Main Presequence
2. SP: Основная последовательность
3. SubG: Субгигант
4. GR: Красный гигант
5. AR: Red Crowding
6. RH: горизонтальная ветвь
7. RAG: гигантская асимптотическая ветвь
8. SGAz: Синий сверхгигант
9. SGAm: желтый сверхгигант
10. SGR: Красный сверхгигант
11. WR: Звездный Волк-Райе
12. VLA: синяя светящаяся переменная

Когда у звезды заканчивается топливо, она может умереть по-разному. Он может превратиться в коричневый карлик, сверхновую, сверхновую, планетарную туманность или гамма-всплески. Звездные остатки, которые могут привести к гибели звезды, — это белый карлик, черная дыра и нейтронные звезды.

Невозможно сосчитать все звезды наблюдаемой Вселенной одну за другой. Вместо этого делается попытка подсчитать все галактики, чтобы сделать определенные оценки и средние значения масс Солнца, содержащихся в них. Ученые думают, что только в млечном пути имеется от 150.000 400.000 до XNUMX XNUMX миллионов звезд. После некоторых исследований астрономы подсчитали, что общее количество звезд, найденных в известной вселенной это около 70.000 миллиардов звезд.

Я надеюсь, что с помощью этой информации вы сможете больше узнать о различных типах существующих звезд и их характеристиках.

Размеры Вселенной

Говоря о размерах Вселенной, мы имеем ввиду ее видимую часть, называемую еще Метагалактикой. Чем больше результатов наблюдений мы получаем, тем дальше раздвигаются границы Вселенной. Причем происходит это одновременно по всем направлениям, что доказывает ее сферическую форму.

Космическая карта Вселенной

Наш мир появился около 13,8 млрд лет назад в результате Большого взрыва – события, породившего звезды, планеты, галактики и другие объекты. Эта цифра является реальным возрастом Вселенной.

Исходя из скорости света можно предположить, что ее размеры также составляют 13,8 млрд световых лет. Однако на самом деле они больше, ибо с момента рождения Вселенная непрерывно расширяется. Часть движется со сверхсветовой скоростью, из-за чего значительное количество объектов во Вселенной останутся невидимыми навеки. Данный предел называются сферой или горизонтом Хаббла.

Диаметр Метагалактики составляет 93 млрд световых лет. Мы не знаем, что находится за пределами известной Вселенной. Может быть, существуют и более далекие объекты, недоступные сегодня для астрономических наблюдений. Значительная часть ученых верит в бесконечность Вселенной.

Возраст Вселенной неоднократно проверялся с использованием различных методик и научных инструментов. Последний раз его подтвердили с помощью орбитального телескопа «Планк». Имеющиеся данные полностью соответствуют современным моделям расширения Вселенной.

Когда погаснет Солнце?

Мы говорим — «Солнце горит», но источником его излучения являются вовсе не химические реакции горения, а термоядерный синтез. В условиях сверхвысоких температур и давлений ядра водорода (главного элемента в составе Солнца) начинают соединяться и образовывать ядра другого элемента — гелия. При этом выделяется в миллионы раз больше энергии, чем при горении.

Каждую секунду на Солнце в энергию полностью превращается 4,26 млн т вещества, однако эта величина просто ничтожна по сравнению с общей массой нашего главного светила. Запасов водорода, необходимого для термоядерных реакций, нашей звезде хватит еще на несколько миллиардов лет.

Жизненный цикл Солнца

Возраст Солнца ученые оценивают в 4,67 млрд лет. И на протяжении всего этого времени ведет оно себя очень «уравновешенно». Количество светового и теплового излучения нашего светила почти постоянно, а вот мощности его ультрафиолетового, рентгеновского и радиоизлучения постоянно меняются. Изменчива также плотность потока частиц, которые Солнце выбрасывает в окружающее пространство — ученые называют его «солнечным ветром».

То, что тепловое излучение Солнца постоянно,— большая удача для человечества. Если бы оно было хотя бы на 10 процентов мощнее, то наша планета превратилась бы в раскаленную пустыню, на 10 процентов слабее — и Земля покрылась бы вечными льдами.

Зеленый лист растения — основа жизни на Земле, которая не могла бы существовать без солнечного излучения

Солнце образовалось из туманности, которая состояла из чистого водорода. Все остальные элементы, входящие в состав солнечной плазмы, — гелий, железо, никель, хром, магний, азот, кислород, углерод, кальций и неон, — образовались в результате сложных ядерных реакций и превращения элементов. Но, в отличие от более крупных звезд, нашему светилу не грозит опасность окончить свое существование грандиозным взрывом, превратившись в сверхновую. Для этого его масса слишком мала.

Таким, как мы видим его, солнце просуществует около 10 млрд лет. Сегодня оно находится почти на середине этого бесконечно длинного пути. Но что же ждет его в отдаленном будущем?

То же, что и все остальные звезды такого же спектрального класса и массы. Через 4—5 млрд лет оно превратится в красный гигант. По мере того, как водородное топливо в ядре Солнца будет иссякать, его внешняя оболочка будет расширяться, а ядро — сжиматься и нагреваться. И примерно через 7,8 млрд лет, когда температура в ядре достигнет 100 млн градусов, в нем начнутся термоядерные реакции синтеза углерода и кислорода из гелия. Солнце начнет быстро терять массу и расширяться. Его внешняя поверхность достигнет современной орбиты Земли, но Земля к этому времени будет уже далеко — из-за того, что Солнце станет менее массивным, она перейдет на более далекую орбиту и не угодит в горячую плазму.

Но хорошего все равно мало — в течение следующих 500—700 млн лет поверхность Земли будет настолько горячей, что на ней станет невозможным существование какой-либо формы жизни, а вся вода на планете превратится в пар.

Солнце, превратившееся в красный гигант

После этого «состарившийся» красный гигант потеряет внешнюю оболочку, из которой образуется планетарная туманность. В центре этой туманности останется крохотный белый карлик, который образуется из очень горячего ядра Солнца. В течение еще нескольких миллиардов лет он будет постепенно остывать и угасать.

Поделиться ссылкой

Примеры звезд главной последовательности

Безусловно, самый яркий и простой пример это Солнце. Правда, сейчас оно находится как раз на этом этапе жизни. Между прочим, многие параметры и черты других звёздных тел сравнивают с солнечными значениями.Как оказалось, у популярного Сириуса есть спутник — Сириус В. Этот белый карлик лежит на диаграмме Герцшпрунга-Рассела внизу с левой стороны.Более того, известная Альфа Ориона — Бетельгейзе также находится на основном жизненном цикле. Хотя она относится к сверхгигантам.А вот из красных гигантов, можно выделить, Альфу Волопаса (Арктур).

Арктур

Сириус A и Сириус B

Бетельгейзе

Арктур

В общем, все представители главной последовательности звезд состоят из плотного и горячего ядра. В котором, как известно, происходит синтез гелия из водорода. Можно сказать, что пребывание на рассматриваемом этапе эволюции светила равно времени, за которое в нём иссякнет водородный запас. Проще говоря, за которое он сгорит.Как оказалось, на данной стадии эволюции характеристики светил очень разнообразны. Однако все параметры звёздных тел тесно связаны между собой. Правда, они зависят от массы, то есть она напрямую влияет на них.К тому же масса во многом определяет конечный этап эволюции. Проще говоря, чем они в будущем станут в космосе.

Звезды-гиганты и звезды-карлики

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

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

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

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

Звёзды-гиганты

Красные гиганты

Звезды более массивные, чем Солнце, образуют Красные сверхгиганты. Для них открываются другие пути эволюции.
Оценки, сделанные по идеализированной модели без учета вращения звезды и потери её массы на излучение,
показали, что если масса звезды находится в интервале значений 1,2 Мс11 кг/см3.

Красные гиганты-гибриды

Объекты Торна-Житков являются гибридами красных сверхгигантов и нейтронных звезд,
которые внешне напоминают обычных красных сверхгигантов, таких как
Бетельгейзе в созвездии Ориона.
Однако они отличаются по химическому составу, который является результатом уникальных процессов в недрах самих звезд.

Полагают, что эти объекты образуются в результате взаимодействия двух массивных светил – красного сверхгиганта и нейтронной звезды,
сформировавшейся в результате взрыва сверхновой. По-видимому, в ходе эволюционного взаимодействия двух звезд
более массивный красный сверхгигант поглощает нейтронную звезду, которая по спирали приближается к ядру красного сверхгиганта.

Астрономы обнаружили первый объект Торна-Житков – необычный тип гибридной звезды.

Сверхновые звёзды

Эти звёзды характерны тем, что их яркость при вспышке увеличивается всего лишь за несколько суток на грандиозную величину
и сравнима по силе со всеми остальными звёздами данной галактики.
На этой стадии массивная звезда взрывом заканчивает свою эволюцию.
Происходит сброс разреженной стремительно расширяющейся оболочки, а в центре остаётся сколлапсировавшееся (схлопнувшееся),
исключительно плотное тело в виде нейтронной быстро вращающейся звезды — пульсара, либо даже «чёрной дыры».
Эти взрывы служат основным поставщиком самых различных химических элементов и именно — тяжёлых,
однако, до конца феномен сверхновой не разгадан.
Ясно, что при вспышке выделяется колоссальное количество энергии, которая уносится нейтринным, электромагнитным,
гравитационным и другими видами излучений.

Вспышки сверхновых звёзд в нашей Галактике сравнительно редкое событие.
Считается, что одна вспышка в галактике случается в среднем примерно за 50—300 лет; 30 лет — нижний предел.
В окрестностях Солнца сверхновые не взрывались давно — со времён Кеплера.

Тем не менее, наличие некоторых нераспавшихся тяжёлых изотопов в недрах Земли
свидетельствует, что они попали на планету гораздо позже её образования.

Физики считают, что, например, любые плутоний-244 и железо-60, которые существовали,
когда Земля образовалась из межзвездного газа и пыли более 4 млрд лет назад, давно распались,
поэтому текущие их следы, должно быть, возникли в результате недавних космических событий.

На иллюстрации представлены наблюдения звездочётов и астрономов за сверхновыми.

В 1998 году был открыт наложившийся на остаток сверхновой в Парусе
ещё один остаток сверхновой, получивший обозначение RX J0852.0-4622.
Независимо от этого были обнаружены исходящие из этого участка неба гамма-лучи, являющиеся продуктом распада
титана-44 (период полураспада примерно 60 лет), указывающие, что вспышка должна была состояться
относительно недавно (около 1200 года нашей эры), однако исторические свидетельства отсутствуют.
Интенсивность потока гамма- и рентгеновских лучей указывают на то, что
сверхновая вспыхнула относительно недалеко от Земли (200 парсек или 660 световых лет).

Литература по астрофизике

Библиография трудов о космических излучениях, влияющих на климат,
массовые вымирания
и эволюцию жизни на Земле.

Зарубежные статьи по астрофизике

• M. T. Brunetti and A. Codino. Age of cosmic-ray protons computed using simple configurations of the Galactic Magnetic Field. — 1999.
  The Astrophysical Journal, 528: 789-798, 2000 January10
  (М.Т.Брунетти и А.Кодино. Возраст протонов космических лучей вычисляется с использованием простых конфигураций Галактического Магнитного Поля.)
• C. D. Dermer. Gamma ray bursts and cosmic ray origin. — ICRC 2001. — (C) Copernicus Gesselschaft 2002.
  Code 7653, Naval Research Laboratory, Washington, DC 20375-5352 USA.
  Invited, Rapporteur, and Highlight papers of ICRC 2001: 72.
  (Гамма-всплески и происхождение космических лучей.)
• Charles D. Dermer and Jeremy M. Holmes. Cosmic rays from gamma-ray bursts in the Galaxy. — 2005.
  The Astrophysical Journal, 628: L21–L24, 2005 July 20.
  (Космические лучи от гамма-всплесков в Галактике.)
• Thoudam Satyendra. Diffuse gamma-ray emission of the galactic disk and Galactic Cosmic-Ray spectra. —
  29th International Cosmic Ray Conference Pune (2005) 00, 101–104.
  Nuclear Research Laboratory, Bhabha Atomic Research Centre, Mumbai-400085, India.
  (Тхоудам Сатиендра. Диффузное гамма-излучение диска галактики и спектры галактического космического излучения.)
• M.R.Thayer. An Investigation into Sulfur Isotopes in the Galactic Cosmic Rays. — 1997.
  The Astrophysical Journal, 482: 792-795, 1997 June 20.
  Enrico Fermi Institute and the Department of Physics, University of Chicago.

  (М. Р. Тайер. Исследование изотопов серы в галактических космических лучах.)

• High-energy particle acceleration in the shell of a supernova remnant. — (С) Nature Publishing Group, 2004.

Главная

Астрономия:
Астрофизика |
Космология |
Уранография |

Галактики |
Звёзды |
Солнечная система |

Иноразум |
Экзобиология |
Уфология |

Космонавтика

Близкие по теме страницы:
Мегамир |
Микромир |

Астрология |
Календари |

Другие полезные страницы:
Эвристика и авторство |

Гранты |
Диссертантам |

Академкнига

На правах рекламы (см.
условия):

Алфавитный перечень страниц (Alt-Shift-): А | Б | В | Г | Д | Е (Ё) | Ж | З | И | Й | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Щ | Э | Ю | Я | 0-9 | A-Z | Акр

Ключевые слова для поиска сведений по астрофизике: На русском языке: астрофизика, физика звезд, эволюция звездных систем, звезды-гиганты и звезды-карлики, белые и голубые карлики, голубые гиганты, солнцеподобные звезды, звезды главной последовательности, новые и сверхновые звезды, пульсары, черные и серые дыры; На английском языке: stars, exoplanets.

«Сайт Игоря Гаршина», 2002, 2005.
Автор и владелец — Игорь Константинович Гаршин
(см. резюме).

Пишите письма
().

Страница обновлена 29.09.2022

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.

А вот температура ядра снижается, поэтому ядерная реакция уже не может идти из-за того, что температура недостаточна для синтеза гелия. Подобный синтез сопровождается так называемой вспышкой гелия. Звезда на диаграмме продолжает перемещаться вправо, в то место, где на оси абсцисс диаграммы находятся шаровые скопления.

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.

Молодые звёзды

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

Молодые звёзды малой массы

Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца)[источник не указан 3099 дней], находящиеся на подходе к главной последовательности, полностью конвективны, — процесс конвекции охватывает все тело звезды. Это ещё по сути протозвёзды, в центрах которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит, в основном, из-за гравитационного сжатия. До тех пор пока гидростатическое равновесие не установится, 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 звездного вещества. Во внешних же слоях тела звезды 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[источник не указан 2680 дней]. Все представления об эволюции этих звёзд базируются только на численных расчётах и математическом моделировании.

По мере сжатия звезды начинает расти давление вырожденного электронного газа и при достижении определённого радиуса звезды сжатие останавливается, что приводит к остановке дальнейшего роста температуры в ядре звезды, вызываемого сжатием, а затем и к её снижению. Для звёзд меньше 0,0767 масс Солнца это 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 процессе термоядерных реакций, и относятся к так называемым коричневым карликам. Их судьба — постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, и, затем, постепенное остывание с прекращением всех начавшихся термоядерных реакций.

Молодые звёзды промежуточной массы

Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 масс Солнца)[источник не указан 3099 дней] качественно эволюционируют точно так же, как и их меньшие сестры и братья, за тем исключением, что в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.

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

Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс

Звезды с такими массами уже обладают характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные стадии и смогли достичь такой скорости ядерных реакций, которая компенсировала потери энергии на излучение, пока накапливалась масса для достижения гидростатического равновесия ядра.
У этих звёзд истечение массы и светимость настолько велики, что не просто останавливают гравитационный коллапс ещё не ставших частью звезды внешних областей молекулярного облака, но, наоборот, разгоняют их прочь. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего, этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд с массой больше, чем около 300 масс Солнца.

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.

Таким образом происходит ядерный коллапс (разрушение), которое в зависимости от ядерной массы может сформировать либо нейтронную звезду, либо даже чёрную дыру.

Эволюция звёзд

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.

Главная последовательность

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

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

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

Звезды красных гигантов и сверхгигантов

Как не существует абсолютно идентичных людей, так нет и одинаковых звезд во Вселенной. Среди них выделяют группу звезд-гигантов, которые излучают в тысячи раз больше света, чем Солнце. Такие объекты имеют значительные размеры (от 10 до 1 000 радиусов нашего Светила) и невысокую плотность (около 10-2 — 10-4 кг/м3). Кроме того, с поверхности ряда гигантов происходит интенсивное истечение газового вещества.

К одним из самых уникальных и интересных представителей больших звезд относятся красные гиганты. Эти звезды имеют низкую температуру. Температура красных гигантов  достигает в среднем 3 000 — 5 000С, а их радиус в сотни раз превосходит радиус Солнца. Отмечено, что светимость красных гигантов где-то в 100 раз больше, чем у нашей Звезды. Максимальное количество энергии излучения такого объекта приходится на красную и инфракрасную части спектра. Как следует из теории звездной эволюции, образование красных гигантов происходит из звезд главной последовательности после того, как в их центральной части произойдет практически полное выгорание водорода.

К тому времени, как вполне обычное светило превратится в красного гиганта, его структура успевает измениться: внутри образуется плотное, богатое гелием ядро. Вокруг ядра тонкий энерговыделяющий слой и протяженная оболочка. Масса красного гиганта составляет от 1,5 до 15 масс Солнца и плотность менее 0,001 г/см3, что намного меньше плотности нашей звезды. В астрономии к красным гигантам относятся:

• Альдебаран;
• Арктур;
• Гакрукс;
• Мира.

Среди этой категории светил встречаются особо крупные объекты, которые были выделены в отдельный класс красных сверхгигантов. Пока что таких звезд обнаружено совсем немного. Они отличаются достаточно большими размерами, а их светимость достигает 105 светимостей Солнца. Интересно, что такие объекты тяжелее нашего светила в 50 раз. Зато их радиусы достигают тысячи радиусов Солнца. Температура красного сверхгиганта 3 000 — 5 000С. Спектры этих объектов имеют молекулярные полосы поглощения, максимальное излучение приходится на спектральные области: красную, а также инфракрасную. Спектральный класс красного сверхгиганта К и М. Самым известным сверхгигантом является Бетельгейзе.

Основные положения скользящей эволюции звезд

Основываясь на закономерностях, которые стали наглядно видны, благодаря диаграмме, Рассел смог построить жизненный путь звезды по этапам. Звезда постепенно перемещается от правого верхнего угла графика в левый конец центральной линии, названной Главной последовательностью. После этой точки звезда начинает постепенно сжиматься, хотя ее температура не увеличивается, а плотность внутреннего вещества не соответствует состоянию газа. Под продолжающимся воздействием силы тяготения светило продолжает уплотняться и уменьшаться в диаметре, дойдя до показателей желтого карлика.

Затем ее ждет этап превращения в красного гиганта, который сменяется превращением в черный пепел, сжавшийся до бесконечно малой точки. На диаграмме эволюция звезды выражена в ее постепенном скольжении из левого верхнего угла в правый нижний. Оказалось, что от массы и степени раскаленности звезды зависит расход ее топливного запаса. Чем они больше, тем быстрее закончится жизнь звезды и ее нахождение на центральной линии диаграммы Герцшпрунга-Рассела.

Эволюция звезд

Гибель звёзд большой массы

В конце эволюции звезда большой массы имеет очень сложное строение. В каждом слое свой химический состав, в нескольких слоевых источниках протекают ядерные реакции, а в центре образуется железное ядро.

Ядерные реакции с железом не протекают, так как они требуют затраты (а не выделения) энергии. Поэтому железное ядро быстро сжимается, температура и плотность в нем увеличиваются, достигая фантастических величин — температуры 109 K и плотности 109 кг/м3.

В этот момент начинаются два важнейших процесса, идущие в ядре одновременно и очень быстро (по-видимому, за минуты). Первый заключается в том, что при столкновениях ядер атомы железа распадаются на 14 атомов гелия, второй — в том, что электроны «вдавливаются» в протоны, образуя нейтроны. Оба процесса связаны с поглощением энергии, и температура в ядре (также и давление) мгновенно падает. Внешние слои звезды начинают падение к центру.

Падение внешних слоёв приводит к резкому повышению температуры в них. Начинают гореть водород, гелий, углерод. Это сопровождается мощным потоком нейтронов, который идёт из центрального ядра. В результате происходит мощнейший ядерный взрыв, сбрасывающий внешние слои звезды, уже содержащие все тяжёлые элементы, вплоть до калифорния. По современным воззрениям все атомы тяжёлых химических элементов (т.е. более тяжёлых, чем гелий) образовались во Вселенной именно во вспышках сверхновых. На месте взорвавшейся сверхновой остаётся в зависимости от массы взорвавшейся звезды либо нейтронная звезда, либо чёрная дыра.

Эволюционный трек звезды малой массы

Эволюционный трек звезды большой массы

http://wikiwhat.ru/

Звезды до главной последовательности

Сюда относят тип самых молодых светил, которые уже можно разглядеть в оптический телескоп. В звездах до главной последовательности могут происходить термоядерные реакции, но их сила настолько мала, что выделяемой энергии не хватает, чтобы компенсировать затраты энергии на свечение. Сжатие и нагрев светил происходит благодаря собственным силам гравитации, что и является их главной отличительной чертой от звезд главной последовательности.

Высокая светимость звезд объясняется их большими размерами и низкими температурами. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела они находятся в верхней правой части. Постепенно температура светил повышается, а размеры уменьшаются и тогда звезда перемещается вниз и влево по диаграмме, чтобы перейти в стадию звезд главной последовательности. Одним из примера таких объектов являются светила типа Т Тельца. У самых холодных звезд до главной последовательности температура составляет всего 650 Кельвинов (К).

В некоторой терминологии к звездам до главной последовательности относят протозвезды на завершающей стадии формирования.

Жизненный путь звезды очень интересен и таинственен. Несмотря на многочисленные знания, у ученых все еще остается множество вопросов. В современном мире разрабатываются новые методики, усовершенствуются аппараты и приборы, которые в дальнейшем позволят не только подтвердить или обновить, имеющуюся информацию, но и, возможно, открыть еще не изведанные тела в космическом пространстве.