53. Стадия Главной последовательности жизни звёзд.

Звезда, излучающая за счёт выделения ядерной энергии, медленно эволюционирует по мере изменения её химического состава. Наибольшее время звезда проводит на стадии, когда в её центральной области горит водород. Эта стадия называется главной последовательностью на диаграмме Герцшпрунга – Рассела. Большая часть наблюдаемых звёзд расположена вблизи главной последовательности. Как показывают расчёты, более 90% времени своей жизни звёзды проводят на главной последовательности. Большая длительность стадии выгорания водорода связана с очень малой вероятностью основной реакции протон-протонного цикла. В начале стадии главной последовательности звезда по своему химическому составу однородна. В дальнейшем, на протяжении всей стадии главной последовательности в результате выгорания водорода в центральных областях и образования гелия возникает неоднородность, особенно по мере приближения к центру звезды. Быстрее всего содержание гелия растёт в самом центре звезды. Когда водород в центре полностью выгорает, звезда уходит от главной последовательности в область гигантов или при больших массах – сверхгигантов. Ядерные реакции в более массивных звездах идут быстрее и время пребывания на главной последовательности для них меньше, так как быстрее расходуется энергия.

54. Стадия красного гиганта

После выгорания водорода в центре звезды и образования гелиевого ядра выделение ядерной энергии в нём прекращается и ядро начинает интенсивно сжиматься. Водород продолжает гореть в тонкой оболочке, окружающей гелиевое ядро (т.н. слоевой источник). Оболочка при этом расширяется, светимость звезды растёт, поверхностная температура уменьшается, и звезда становится красным гигантом (в случае менее массивных звёзд) или сверхгигантом (красным или жёлтым) в случае более массивных звёзд. Процесс последующей эволюции определяется в основном массой звезды.

55. Возможные пути эволюции красного гиганта (сверхгиганта)

0,8Мсолнца < Mисх < 8Mсолнца → белый карлик (М < 1,46Mсолнца)

8Мсолнца < M исх < 10Mсолнца → сверхновая типа Ia (М > 1,46Mсолнца) → нейтронная звезда или полный разлёт остатков

Mисх > 10Mсолнца → сверхновая типа II → нейтронная звезда → чёрная дыра (M > 2Mсолнца)

56. Белые карлики

В звёздах с 0,8 Мсолнца < M < 8 Mсолнца ядерное горение заканчивается после образования углеродного ¹²C с примесью кислорода ¹⁶О звёздного ядра массой около 1 М солнца. После сброса всей оболочки, окружающей это ядро, оно превращается в «мёртвую» звезду – белый карлик. Массы белых карликов порядка солнечной, но размеры составляют лишь сотую (и даже меньше) часть солнечного радиуса, то плотность вещества в белых карликах чрезвычайно высока и составляет 10⁵–10⁹г/см3. При таких плотностях электронные оболочки атомов разрушаются и вещество представляет собой электронно-ядерную плазму, причём её электронная составляющая представляет собой вырожденный электронный газ.

Медленно остывая, белые карлики постепенно излучают запасённую в их недрах тепловую энергию, т.е. энергию обычных тепловых движений невырожденных атомных ядер. Предельная масса белого карлика определяется пределом Чандрасекара M_Ч = 1,46 М солнца. При М > M_Ч белый карлик вообще не может существовать как устойчивый объект, т.к. сила давления вырожденного газа оказывается неспособной противостоять гравитации, и звезда должна быстро сжиматься. Такой коллапс в некоторых случаях может приводить к возникновению нейтронной звезды.

57. Классификация сверхновых

Сверхновые типа Iа и II

58. Сверхновые типа Iа

Сверхновая звезда типа Іа (SN Ia) – это т.н. термоядерная сверхновая, в основе механизма взрыва которой лежит процесс термоядерного синтеза в углеродно-кислородном ядре звезды. Предшественниками SN Ia являются белые карлики с массой, близкой к пределу Чандрасекара. Принято считать, что такие звезды могут образовываться при перетекании вещества от второй компоненты двойной звёздной системы. Исходная масса звезды лежит в пределах 8М < М < 10М.

Характерная черта сверхновых типа Ia — сходство кривых блеска и одинаковая светимость в их максимуме. После открытия этого факта стало возможным использование сверхновых в качестве стандартных свеч. Т.к. причиной взрыва сверхновой типа Ia является процесс перетекания вещества с красного гиганта на белый карлик, а предельная масса равна пределу Чандрасекара, то при взрывах сверхновых такого типа происходит выделение примерно одной и той же энергии. Наблюдая за кривой блеска, можно определить, какую же звёздную величину сверхновая имела в максимуме, а значит — и определить расстояние.