3. Элементы космогонии звезд

Космогония — раздел астрономии, изучающий происхожде­ние и развитие космических тел и их систем. Наиболее развиты в настоящее время космогония планет и звездная космогония. Звез­дную эволюцию изучают на основе сопоставления характеристик множества звезд, находящихся на разных стадиях эволюции.

Образование звезд происходит в облаках из газа и пыли — га­зопылевых комплексах. Такое облако сжимается за счет гравитации, возникающие неоднородности приводят к гравитационной неустойчивости,

и оно распадается на сжимающиеся фрагменты. Вначале этот процесс происходит ускоренно. При увеличении плотности вещества сжавшийся фрагмент становится непрозрач­ным для инфракрасного излучения — температура начинает рас­ти и сжатие замедляется. Так появляется протозвезда. Для звезд типа Солнца этот процесс занимает порядка 6 • 10⁷ лет. Заключи­тельные стадии формирования звезды могут быть довольно ак­тивными. Помимо так называемого протозвездного ветра, многие звезды выбрасывают с огромной скоростью в пространство гиган­тские струи горячего вещества — джеты. Причины образования джетов пока не известны. В объектах, массы которых лежат в про­межутке 0,01 — 0,08 массы Солнца, температуры недостаточно для начала термоядерного синтеза. Излучают они очень слабо и назы­ваются коричневыми карликами.

При достижении в центральной области сгустка температуры в несколько миллионов кельвин начинают протекать реакции тер­моядерного синтеза ядер гелия из протонов — ядер водорода. Это так называемый протон-протонный цикл реакций, а также угле­родный цикл, в котором углерод является катализатором и его количество не меняется. При этом часть массы участвующих в этих реакциях ядер превращается в энергию в соответствии с фор­мулой Е = тс². Эта энергия питает излучение звезды и поддержи­вает в звездных недрах высокую температуру и высокое давление, которое препятствует сжатию звезды. Равновесие звезды обеспе­чивается равенством сил тяготения и внутреннего давления, энер­гии, выделяемой из недр и излучаемой с поверхности.

Наиболее энергетически эффективным процессом, происходящим при сравнительно низкой температуре (10⁶ К), является процесс син­теза гелия из водорода. Поскольку этот протон-протонный цикл обязательно содержит какую-либо реакцию, идущую по слабому вза­имодействию, этот процесс является и самым медленным. Поэтому большую часть своей жизни большинство звезд излучают благодаря протон-протонному циклу термоядерного синтеза. Для этих звезд существует однозначная связь между массой, светимостью и радиу­сом, поэтому они на диаграммах «масса—светимость» и «температу­ра-светимость» сгруппированы, образуя Главную последователь­ность. В процессе эволюции температура звезды и площадь излуча­емой поверхности меняется, а значит, изменяются спектральные и энергетические характеристики ее излучения.

Продолжительность жизни звезды зависит от ее массы. Чем боль­ше масса звезды, тем больше температура и давление в ее недрах и тем интенсивнее протекают термоядерные реакции и меньше про­должительность ее жизни. Светимость L звезд массой до 30 М_с пропорциональна М ^γ, где γ = 3 - 5, а продолжительность жизни T_s пропорциональна М/L. Для очень массивных звезд светимость меньше и пропорциональна массе. Их продолжительность жизни от массы почти не зависит и составляет 2 — 3 млн лет.

После выгорания водорода в центре звезды, сжатия ядра и до потери ее сильно расширившейся оболочки светимость звезды ра­стет, но температура оболочки падает — звезда превращается в красного гиганта. Дальнейшая судьба звезд также зависит от мас­сы. Звезда массой порядка М_с не сможет удержать огромную обо­лочку, наружные слои рассеются (иногда останутся в виде плане­тарной туманности), и звезда превратится в белого карлика, кото­рый при остывании станет черным карликом. Превратится в бе­лый карлик и звезда с массой ядра до 1,4 М_с. Белые карлики наблюдаются в больших количествах.

Более массивные звезды, пройдя стадию гигантов или сверх­гигантов, превращаются в нейтронные звезды или в черные дыры (см. табл. 13.2). Сжатие ядра ведет к повышению температуры в центре, где начинается «горение» более тяжелых элементов, ко­торое происходит существенно быстрее и при более высоких тем­пературах. Так рождаются в термоядерных реакциях химические элементы. На непродолжительных стадиях перехода от одной ре­акции к другой, которые сопровождаются сжатием звезды, ста­новится существенным выделение потенциальной энергии гра­витации. У более массивных звезд рассеивание оболочек может происходить взрывообразно с выделением большого количества энергии, что приводит на недолгое время к образованию сверх­новой звезды.

Различают два типа сверхновых звезд по механизму их взрыва. Сверхновые звезды I типа — это двойные системы. Часть оболочки одной из звезд перетягивается на другую звезду, она разогревается, что и приводит к взрыву. Обычно взрывается меньшая компонента.

В сверхновых II типа за счет высоких температур внутри ядра происходит синтез все более тяжелых элементов, вплоть до желе­за, после этого ядро начинает стремительно сжиматься, затем сжа­тие прекращается, а верхние слои продолжают сжиматься. Возни­кают ударные волны, существенно уплотняющие окружающую звездообразующую туманность, а также выплескивается энергия огромного числа нейтрино. В результате оболочка разлетается со скоростью 10 000 км/с, обнажая нейтронную звезду либо черную дыру. Разлетевшаяся оболочка содержит тяжелые элементы, кото­рые потом войдут в состав звезд второго поколения и планет типа Земля. Сверхновые II типа образуются, как правило, из молодых звезд с массой порядка 10 М_с. В настоящее время считается, что черные дыры — конечная судьба звезд с массами более 10 М_с.

В табл. 13.1 представлена эволюция звезд малых и умеренных масс ее ядра, затронутого термоядерными реакциями. Эволюция массивных звезд приведена в табл. 13.2.