§ 45. эволюция звезд

Звёзды образуются из облаков пыли и газа, состоящего в основном из водорода и гелия, сжимающихся под действием сил гравитации. При сжатии облака часть энергии гравитации переходит в тепловую, и его центральные области  нагреваются (см. рис. 45а). Поэтому, чем больше масса сжимающегося облака, тем больше температура и давление в центральной его части. Если масса сжимающегося облака достаточна (> 8% массы Солнца) для того, чтобы в процессе сжатия внутри него начали происходить термоядерные реакции, то из такого облака рождается протозвезда (от греч. «протос» – первичная). Облака меньшей массы при сжатии образуют небесные тела, называемые коричневыми карликами, которые излучают много тепла, а светятся едва-едва, т.к. температура их поверхности меньше 2500 К.

Сжатие протозвезды со временем останавливается возрастающим давлением в её ядре, и она становится настоящей звездой, принадлежащей «главной последовательности». Чем больше масса протозвезды, тем меньше времени ей требуется, чтобы превратиться в звезду. Протозвёзды с массой, равной массе Солнца тратят на это 30 млн. лет, а с массой в 10 раз меньше (красные карлики) – 100 млн. лет.

В ядре звезды непрерывно идет термоядерная реакция - синтез тяжелых ядер из более лёгких, сопровождающийся выделением энергии. Промежуток времени, в течение которого звёзды стабильны и находятся на «главной последовательности», зависит от их массы. Чем больше масса, тем быстрее исчезают запасы водорода в ядре звезды. У средних по массе звёзд (с массой примерно равной массе Солнца) запасов водорода достаточно на 10 млрд. лет, у меньших (красных карликов) – на 100 млрд. лет, а у звёзд с массой в 10 раз больше, чем у Солнца – лишь несколько десятков млн. лет.

После «сгорания» всего водорода в ядре средней звезды, масса которой меньше 1,2 массы Солнца, оно сжимается и нагревается, а термоядерная реакция продолжается только снаружи ядра, в шаровом слое вокруг него, где раньше не было условий для протекания реакции, и сохранились запасы водорода. Со временем шаровой слой нагревается и достигает гигантских размеров (около сотни радиусов Солнца), отрываясь от ядра. При этом температура внешнего слоя звезды падает, и она по своим характеристикам переходит в область красных гигантов на диаграмме «светимость – температура» (рис. 45б). Потом за время порядка 10-100 тыс. лет оболочка гиганта рассеивается в пространство, а оставшееся горячее ядро постепенно остывает и превращается в белого карлика, масса которого сравнима с массой Солнца, а радиус - всего несколько тысяч километров. Поэтому средняя плотность белых карликов часто превышает 10⁹ кг/м³ (тонну на кубический сантиметр!). Термоядерные реакции внутри белого карлика не идут, а светится он за счёт медленного остывания.

Эволюция звёзд, как и протозвёзд, зависит от их массы. Массивные звезды после выгорания водорода в ядре сначала становятся красными сверхгигантами, а потом, когда ядро нагревается достаточно для превращения гелия в углерод, то звезда возвращается на «главную последовательность». Когда исчезает гелий, звезда опять уходит с «главной последовательности» и т. д. При этом, если масса звезды раза в два превышает массу Солнца, то звезда на одном из своих этапах эволюции может потерять устойчивость и взорваться, выбросив из себя синтезированные ядра тяжелых химических элементов. Такие взрывающиеся звёзды называют сверхновыми.

Расчёты показывают, что звёзды, у которых масса 1,5 – 3 раза больше, чем у Солнца не смогут в конце жизни стать белыми карликами. Мощные силы гравитации сожмут электроны и протоны так сильно, что произойдёт "нейтрализация" вещества, и почти вся масса звезды будет заключена в нейтронах. Такую звезду называют нейтронной звездой, и её диаметр может составлять лишь 20-100 км.   

      Вопросы для повторения:

·        Как происходит рождение и эволюция протозвезды?

·        Опишите эволюцию звезды, подобной Солнцу?

·        Какие условия образования сверхновых и нейтронных звёзд?

  

 

                (а)                                                                      (б)

Рис. 45. (а) – схема образования протозвезды из облака пыли и газа; (б) – путь эволюции (обозначен синей кривой) звезды, аналогичной Солнцу, проходящий через область гигантов и оканчивающийся в области белых карликов.