8 Cтроение и эволюция звезд
Звёздная эволюция в астрономии— последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло.
Эволюцию физико-химических характеристик звезд астрономы изучают на основе зависимости их светимости от цвета (зависит от температуры) (рис.8.1). Cоставлена астрономами Герцшпрунгом и Расселом в начале XX века. Звёзды в координатах светимость (или излучение энергии) – температура поверхности подчиняются некоторым закономерностям.
Светимость— полная энергия, излучаемая астрономическим объектом в единицу времени. Измеряется в абсолютных единицах (СИ— Вт;) либо в единицах светимости Солнца . Светимость не зависит от расстояния до объекта, от него зависит только видимая звёздная величина.
На диаграмме звезды группируются в последовательности:
-главную (проходит через середину диаграммы),
-сверхгигантов,
-ярких и слабых гигантов,
-субгигантов,
-субкарликов и белых карликов
Большинство попадает на чётко выраженную полосу – главную последовательность. В том числе и Солнце. В них происходит ядерное горение водорода. Это самая долгая стадия в жизни звёзд – занимает около 90% времени, соответственно около 90% звёзд находятся на главной последовательности.
Последовательность эволюции звезд:
(1) газовое облако;
(2) протозвезда, облако вращается, сжимается, нагревается, но ещё не настолько, чтобы начались ядерные реакции;
(3) горение водорода с образованием гелия;
(4) горение гелия и более тяжёлых элементов;
(5) кладбище звёзд массой меньше 8 Солнечных.
Рисунок 8.1.
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает.
Когда температура в центре достигает 15—20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла. В таком состоянии она пребывает бо́льшую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Расселла, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на периферии ядра.
В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности.
Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий — в углерод, углерод — в кислород, кислород — в кремний, и наконец — кремний в железо).
Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию (рис.8.2):
1 - белых карликов,
2 - нейтронных звёзд,
3 - чёрных дыр.
В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых.
Красные гиганты и сверхгиганты —звёзды с довольно низкой эффективной температурой (3000 — 5000 К), однако с огромной светимостью.
1.Белый карлик – очень плотные горячие тела малых размеров
Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают так свою эволюцию. Размер звезды ↓ в сотню раз, а плотность становится в миллион раз > плотности воды. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.
2.Нейтронная звезда. Если масса звезды > критического предела, то гравитационное сжатие продолжается. Сорванные колоссальным давлением электроны «впечатываются» в протоны, образуя нейтроны. Постепенно вся звезда в основном будет состоять из нейтронов. Имеют гигантскую плотность при радиусе всего в несколько км., близкую к плотности атомного ядра
Рисунок 8.2
Эволюция звезд
3. Если же масса звезды настолько велика, что даже образование нейтронной звезды не сдержит гравитационного коллапса, то конечный этап ее эволюции – космический провал черной дыры.
Сверхно́вые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды.