1.5. Дальнейшая судьба звезды

Фаза горения водорода – это наиболее продолжительная фаза в эволюции звезды. Наибольшее количество энергии, вырабатываемое звездой, вырабатывается именно в это время, потому что при превращении водорода в гелий примерно 0,7% массы переходит в энергию, а при превращении гелия в более тяжёлые элементы, вплоть до железа, только 0,14% [152,с.123]. Железо и близкие к нему металлы по периодической таблице Менделеева – это конечный продукт термоядерных реакций в недрах звёзд, так как образование более тяжёлых элементов энергетически не выгодно.

Время, в течение которого весь водород выгорает в звезде, можно грубо оценить так:

t  0,007 Mc ²/L (1.19)

Здесь c = 310⁸ м/с – скорость света, Mc ² – полная энергия звезды, а L – её светимость. Учитывая (1.13), получаем:

t  (1.20)

То есть чем больше масса звезды, тем быстрее она «сходит» с главной последовательности. Поэтому очень быстро «покидают» главную последовательность голубые гиганты, и довольно долго пребывают на ней жёлтые карлики (вроде нашего Солнца). Что касается красных карликов, то время их нахождения на главной последовательности превышает возраст Вселенной.

Время прохождения звезды по главной последовательности в приближённом уравнении (1.18) сильно завышено. У звёзд небольшой (солнечной) массы только около 10% водорода, находящегося в центральной области, превращается в гелий. У звёзд-гигантов значительная часть массы теряется за счёт интенсивного звёздного ветра, дующего с поверхности звезды. Данные о времени нахождения звёзд на главной последовательности, взятые из книги Р. Тейлера «Строение и эволюция звёзд» [152,с.179], приведены в таблице 3.

М/М*	Время жизни звезды
1,0	8,2 млрд. лет
1,25	3 млрд. лет
1,5	1,7 млрд. лет
2,25	500 млн. лет
3,0	230 млн. лет
5,0	68 млн. лет
9,0	22 млн. лет
15,0	10 млн. лет

Таблица 3. Время жизни звезды – время, в течение которого она находится на главной последовательности.

Дальнейшая судьба звезды зависит от её массы. У небольших звёзд водород выгорает только в центральной области. В результате, в центре звезды образуется компактное гелиевое ядро, которое постепенно сжимается. Вокруг него находится небольшой слой, в котором продолжается горение водорода, из-за чего масса гелиевого ядра постепенно возрастает, и оно сжимается с выделением энергии. Водородная оболочка становится всё более лёгкой и постепенно расширяется. При этом звезда смещается вправо от главной последовательности. А водородная оболочка звезды, расширяясь, становится всё более прозрачной для излучения, и поэтому звезда начинает быстрее излучать тепло в окружающее пространство. Скорость горения водорода резко возрастает, как бы «подстраиваясь» под скорость охлаждения звезды (см. параграф 1.2). Светимость звезды также резко возрастает, и она быстро перемещается в область красных гигантов (рис. 2).

L/L_*

Образование планетарной туманности

10000

H

Красные гиганты

1000

D

E

F

G

100

I

Горизонтальная ветвь

10

В

C

1

Белые карлики

А

0,1

J

10000 K

1000 K

T

100000 K

Рис. 2. Схема перемещения звезды солнечной массы по диаграмме Герцшпрунга – Рессела в процессе её эволюции. Звезда последовательно проходит точки ABCDEFGHIJ. Больше всего времени звезда находится в точке А [71,с.146].

Исходя из закона Стефана – Больцмана (1.12), нетрудно оценить, во сколько раз радиус красного гиганта (точка D) больше солнечного (точка А) – примерно в сто и более раз. Если бы звезду солнечной массы в стадии красного гиганта поместить на место Солнца, то она заполнила бы собой всё пространство внутри земной орбиты. А существуют красные гиганты, размеры которых в десятки раз превышают радиус орбиты Земли!

Находясь в стадии красного гиганта, звезда, за счёт очень сильного звёздного ветра, может потерять значительную часть своей массы. А масса гелиевого ядра при этом всё время возрастает. В какой-то момент силы гравитации станут насколько велики, что гелиевое ядро начнёт очень быстро сжиматься вплоть до размеров небольшой планеты, а выделившаяся при этом сжатии тепловая энергия будет столь велика, что выбросит сравнительно лёгкую водородную оболочку в окружающее пространство. Эта раздувающаяся оболочка превратится в планетарную туманность, которая со временем рассеется в межзвёздном пространстве, а внутреннее компактное и очень горячее ядро превратится в белый карлик.

Внутри белого карлика плотность вещества столь высока, что электронный газ становится вырожденным. Вырожденный газ сильно отличается от идеального и больше напоминает жидкость. Его давление очень сильно зависит от плотности и почти не зависит от температуры. Именно давление вырожденного электронного газа противостоит силам гравитационного сжатия.

В 1934 году индийский астрофизик С. Чандрасекар рассчитал верхний предел для массы белого карлика, при котором вырожденный электронный газ может остановить гравитационное сжатие – этот предел равен 1,4 массы Солнца. При большей массе электроны будут вдавлены в атомные ядра, и белый карлик превратится в нейтронную звезду – объект солнечной массы с радиусом порядка 10 км!

Эволюция более массивной звезды (порядка 10 солнечных масс) в общих чертах будет происходить аналогично. Важное отличие состоит в том, что температура в центре массивной звезды достаточно высока для того, чтобы начались термоядерные реакции горения гелия и более тяжёлых химических элементов. Сначала загорится гелиевое ядро, из гелия будет синтезироваться углерод, из которого впоследствии образуется углеродное ядро. Это ядро также со временем загорится, и в нём образуется ядро из кислорода и неона, которые впоследствии также загорятся.

В результате, звезда будет похожа на луковицу, в различных слоях которой будут идти реакции термоядерного синтеза разнообразных химических элементов. А в центре звезды, в конце концов, образуется массивное железное ядро – конечный продукт всех термоядерных реакций. Масса этого ядра будет постепенно возрастать и когда станет достаточно велика (порядка двух солнечных масс), произойдёт катастрофическое сжатие ядра до размеров порядка 10 километров. И образуется нейтронная звезда. Выделившаяся при этом гравитационная энергия будет столь велика, что с огромной скоростью выбросит наружные слои в окружающее пространство. Произойдёт так называемый взрыв сверхновой звезды.

Эволюционное движение звезды на диаграмме Герцшпрунга – Рессела схематично изображено на рис. 3. А различные стадии термоядерных реакций приведены в таблице 4 [71,с.141].

Рис. 3. Приближённая схема перемещения массивной звезды (порядка десяти солнечных масс) по диаграмме Герцшпрунга – Рессела. Каждый зигзаг, который делает звезда, соответствует возгоранию новых, более тяжёлых элементов в её центре. Предполагается, что в конце своей эволюции такая звезда взрывается в виде сверхновой [71,с.152].

Процесс	Топливо	Продукты реакции	Температура горения ( K)
Горение водорода	Водород	Гелий	1030 млн.
Горение гелия	Гелий	Углерод, кислород	200 млн.
Горение углерода	Углерод	Кислород, неон, натрий, магний	800 млн.
Горение неона	Неон	Кислород, магний	1,5 млрд.
Горение кислорода	Кислород	От магния до серы	2 млрд.
Горение кремния	От магния до серы	Элементы группы железа	3 млрд.

Таблица 4. Различные стадии термоядерных реакций, происходящих в недрах массивных звёзд.