Як відбувається еволюція зірок. Еволюція зірок з точки зору точної науки та теорії відносності

Зірка- небесне тіло, в якому йдуть, йшли або йтимуть термоядерні реакції. Зірки являють собою масивні газові (плазмові) кулі, що світяться. Ті, що утворюються з газово-пилового середовища (водню і гелію) в результаті гравітаційного стиску. Температура речовини в надрах зірок вимірюється мільйонами кельвінів, але в їх поверхні - тисячами кельвінів. Енергія переважної більшості зірок виділяється в результаті термоядерних реакцій перетворення водню на гелій, що відбуваються при високих температурах у внутрішніх областях. Зірки часто називають головними тілами Всесвіту, оскільки в них укладена основна маса речовини, що світиться в природі. Зірки - це величезні об'єкти, кулясті форми, що складаються з гелію і водню, а також інших газів. Енергія зірки міститься в її ядрі, де щомиті гелій взаємодіє з воднем. Як все органічне у нашому всесвіті, зірки виникають, розвиваються, змінюються і зникають - цей процес займає мільярди років і називається процесом «Еволюції зірок».

1. Еволюція зірок

Еволюція зірок- послідовність змін, яким зірка піддається протягом її життя, тобто протягом сотень тисяч, мільйонів чи мільярдів років, поки вона випромінює світло та тепло. Зірка починає своє життя як холодна розряджена хмара міжзоряного газу (розряджене газове середовище, що заповнює весь простір між зірками), що стискується під дією власного тяжіння і поступово набуває форми кулі. При стисканні енергія гравітації (універсальна фундаментальна взаємодія між усіма матеріальними тілами) перетворюється на тепло, і температура об'єкта зростає. Коли температура в центрі досягає 15-20 мільйонів К, починаються термоядерні реакції та стиск припиняється. Об'єкт стає повноцінною зіркою. Перша стадія життя зірки подібна до сонячної - в ній домінують реакції водневого циклу. У такому стані він перебуває більшу частину свого життя, перебуваючи на головній послідовності діаграми Герцшпрунга - Расселла (рис. 1) (показує залежність між абсолютною зоряною величиною, світністю, спектральним класом і температурою поверхні зірки, 1910), поки не закінчаться запаси палива у його ядрі. Коли в центрі зірки весь водень перетворюється на гелій, утворюється ядро ​​гелієве, а термоядерне горіння водню триває на його периферії. У цей час структура зірки починає змінюватися. Її світність зростає, зовнішні шари розширюються, а температура поверхні знижується - зірка стає червоним гігантом, які утворюють гілку на діаграмі Герцшпрунга-Рассела. На цій галузі зірка проводить значно менше часу, ніж на головній послідовності. Коли накопичена маса ядра гелієвого стає значною, воно не витримує власної ваги і починає стискатися; якщо зірка досить масивна, зростаюча при цьому температура може викликати подальше термоядерне перетворення гелію на більш важкі елементи (гелій - у вуглець, вуглець - на кисень, кисень - на кремній, і нарешті - кремній на залізо).

2. Термоядерний синтез у надрах зірок

До 1939 року було встановлено, що джерелом зоряної енергії є термоядерний синтез, що у надрах зірок. Більшість зірок випромінюються тому, що в їх надрах чотири протони з'єднуються через низку проміжних етапів в одну альфа-частинку. Це перетворення може йти двома основними шляхами, званими протон-протонним, або p-p-циклом, і углеродно-азотним, або CN-циклом. У маломасивних зірках енерговиділення переважно забезпечується першим циклом, у важких - другим. Запас ядерного палива в зірці обмежений і витрачається на випромінювання. Процес термоядерного синтезу, що виділяє енергію і змінює склад речовини зірки, у поєднанні з гравітацією, що прагне стиснути зірку і теж вивільняє енергію, а також з випромінюванням з поверхні, що забирає енергію, є основними рушійними силами зоряної еволюції. Еволюція зірки починається в гігантській молекулярній хмарі, яка також називається зоряною колискою. Більшість «порожнього» простору в галактиці насправді містить від 0,1 до 1 молекули на см?. Молекулярна хмара має густину близько мільйона молекул на см?. Маса такої хмари перевищує масу Сонця в 100 000-10 000 000 разів завдяки своєму розміру: від 50 до 300 світлових років у поперечнику. Поки хмара вільно обертається навколо центру рідної галактики, нічого не відбувається. Однак через неоднорідність гравітаційного поля в ньому можуть виникнути обурення, що призводять до локальних концентрацій маси. Такі обурення викликають гравітаційний колапс хмари. Один із сценаріїв, що призводять до цього – зіткнення двох хмар. Іншою подією, що викликає колапс, може бути проходження хмари через щільний рукав спіральної галактики. Також критичним фактором може стати вибух навколишньої зірки, ударна хвиля якого зіткнеться з молекулярною хмарою на величезній швидкості. Крім того, можливе зіткнення галактик, здатне викликати сплеск зіркоутворення, у міру того, як газові хмари в кожній з галактик стискаються внаслідок зіткнення. Загалом будь-які неоднорідності в силах, що діють на масу хмари, можуть ініціювати процес утворення зірки. Через неоднорідності тиск молекулярного газу більше не може перешкоджати подальшому стиску, і газ починає під дією сил гравітаційного тяжіння збиратися навколо центру майбутньої зірки. Половина гравітаційної енергії, що вивільняється, йде на нагрівання хмари, а половина - на світлове випромінювання. У хмарах тиск і щільність наростають до центру, і колапс центральної частини відбувається швидше, ніж периферії. У міру стиснення довжина вільного пробігу фотонів зменшується, і хмара стає менш прозорою для власного випромінювання. Це призводить до швидшого зростання температури і ще швидшого зростання тиску. Через війну градієнт тиску врівноважує гравітаційну силу, утворюється гидростатическое ядро, масою близько 1 % від маси хмари. Цей момент невидимий. Подальша еволюція протозірки - це акреція ядра речовини, що продовжує падати на «поверхню», яка за рахунок цього зростає в розмірах. Маса речовини, що вільно переміщається в хмарі, вичерпується, і зірка стає видимою в оптичному діапазоні. Цей момент вважається кінцем протозіркової фази та початком фази молодої зірки. p align="justify"> Процес формування зірок можна описати єдиним чином, але наступні стадії розвитку зірки майже повністю залежать від її маси, і лише в самому кінці зоряної еволюції свою роль може зіграти хімічний склад.

3. Середина життєвого циклу зірки

Серед зірок зустрічається широке різноманіття кольорів та розмірів. За спектральним класом вони варіюються від гарячих блакитних до холодних червоних, за масою - від 0,0767 до більш ніж 200 сонячних мас. Світність і колір зірки залежить від температури її поверхні, яка, своєю чергою, визначається масою. Усі нові зірки «займають своє місце» на головній послідовності згідно зі своїм хімічним складом та масою. Йдеться не про фізичне переміщення зірки - тільки про її становище на зазначеній діаграмі, що залежить від параметрів зірки. Фактично переміщення зірки по діаграмі відповідає лише зміні параметрів зірки. Маленькі, холодні червоні карлики повільно спалюють запаси водню і залишаються на головній послідовності сотні мільярдів років, тоді як масивні надгіганти підуть із головної послідовності вже через кілька мільйонів років після формування. Зірки середнього розміру, такі як Сонце, залишаються на головній послідовності загалом 10 мільярдів років. Вважається, що Сонце все ще на ній, оскільки воно знаходиться у середині свого життєвого циклу. Щойно зірка виснажує запас водню у ядрі, вона залишає головну послідовність. Після певного часу - від мільйона до десятків мільярдів років, залежно від початкової маси - зірка виснажує водневі ресурси ядра. У великих і гарячих зірках це відбувається набагато швидше, ніж у маленьких та холодніших. Виснаження запасу водню призводить до зупинки термоядерних реакцій. Без тиску, що виникав у ході цих реакцій і врівноважував власне гравітаційне тяжіння зірки, зірка знову починає стиснення, як було раніше, у її формування. Температура та тиск знову підвищуються, але, на відміну від стадії протозірки, до вищого рівня. Колапс триває до тих пір, поки при температурі приблизно 100 мільйонів К не почнуться термоядерні реакції за участю гелію. Термоядерне горіння речовини, що відновилося на новому рівні, стає причиною жахливого розширення зірки. Зірка «розпушується», та її обсяг збільшується приблизно 100 раз. Таким чином, зірка стає червоним гігантом, а фаза горіння гелію триває близько кількох мільйонів років. Майже всі червоні гіганти є змінними зірками. Те, що відбувається надалі, знову залежить від маси зірки.

4. Пізні роки та загибель зірок

Старі зірки з малою масою

На сьогодні достовірно невідомо, що відбувається з легкими зірками після виснаження запасу водню. Оскільки вік всесвіту становить 13,7 мільярда років, що недостатньо для виснаження запасу водневого палива в таких зірках, сучасні теорії ґрунтуються на комп'ютерному моделюванні процесів, що відбуваються в таких зірках. Деякі зірки можуть синтезувати гелій лише в деяких активних зонах, що спричиняє їх нестабільність та сильні зоряні вітри. І тут утворення планетарної туманності немає, а зірка лише випаровується, стаючи навіть менше, ніж коричневий карлик. Зірки з масою менше 0,5 сонячної не в змозі перетворювати гелій навіть після того, як в ядрі припиняться реакції за участю водню - їх маса занадто мала для того, щоб забезпечити нову фазу гравітаційного стиску до того ступеня, що ініціює "загоряння" гелію . До таких зірок відносяться червоні карлики, такі як Проксима Центавра, термін перебування яких на головній послідовності становить від десятків мільярдів до десятків трильйонів років. Після припинення в їх ядрі термоядерних реакцій, вони, поступово остигаючи, продовжуватимуть слабо випромінювати в інфрачервоному та мікрохвильовому діапазонах електромагнітного спектра.

Зірки середнього розміру

При досягненні зіркою середньої величини (від 04 до 34 сонячних мас) фази червоного гіганта в її ядрі закінчується водень і починаються реакції синтезу вуглецю з гелію. Цей процес йде за більш високих температур і тому потік енергії від ядра збільшується, що призводить до того, що зовнішні шари зірки починають розширюватися. Початок синтезу вуглецю знаменує новий етап у житті зірки і триває деякий час. Для зірки за розміром схожою на Сонце, цей процес може зайняти близько мільярда років. Зміни у величині енергії, що випускається, змушують зірку пройти через періоди нестабільності, що включають зміни в розмірі, температурі поверхні і випуску енергії. Випуск енергії зміщується у бік низькочастотного випромінювання. Все це супроводжується наростаючою втратою маси внаслідок сильних зоряних вітрів та інтенсивних пульсацій. Зірки, що знаходяться в цій фазі, отримали назву зірок пізнього типу, OH-IR зірок або Світоподібних зірок, залежно від їх точних характеристик. Газ, що викидається, відносно багатий важкими елементами, виробленими в надрах зірки, такими як кисень і вуглець. Газ утворює оболонку, що розширюється, і охолоджується в міру віддалення від зірки, уможливлюючи утворення частинок пилу і молекул. При сильному інфрачервоному випромінюванні центральної зірки у таких оболонках формуються ідеальні умови активізації мазерів. Реакції спалювання гелію дуже чутливі до температури. Іноді це призводить до великої нестабільності. Виникають сильні пульсації, які, зрештою, повідомляють зовнішніх верств достатнє прискорення, щоб бути скинутими і перетворитися на планетарну туманність. У центрі туманності залишається оголене ядро ​​зірки, в якому припиняються термоядерні реакції, і воно, остигаючи, перетворюється на гелієвий білий карлик, що зазвичай має масу до 0,5-0,6 сонячних і діаметр порядку діаметра Землі.

Білі карлики

Незабаром після гелієвого спалаху «загоряються» вуглець та кисень; Кожна з цих подій викликає серйозну перебудову зірки та її швидке переміщення по діаграмі Герцшпрунга - Рассела. Розмір атмосфери зірки збільшується ще більше, і вона починає інтенсивно втрачати газ у вигляді потоків зоряного вітру, що розлітаються. Доля центральної частини зірки повністю залежить від її вихідної маси: ядро ​​зірки може закінчити свою еволюцію як білий карлик (маломасивні зірки); якщо її маса на пізніх стадіях еволюції перевищує межу Чандрасекара - як нейтронна зірка (пульсар); якщо ж маса перевищує межу Оппенгеймера – Волкова – як чорна діра. У двох останніх випадках завершення еволюції зірок супроводжується катастрофічними подіями спалахами наднових. Переважна більшість зірок, і Сонце у тому числі, закінчують еволюцію, стискаючи доти, доки тиск вироджених електронів не врівноважить гравітацію. У цьому стані, коли розмір зірки зменшується в сотню разів, а щільність стає в мільйон разів вищою за щільність води, зірку називають білим карликом. Вона позбавлена ​​джерел енергії і, поступово остигаючи, стає темною та невидимою. У зірок масивніших, ніж Сонце, тиск вироджених електронів неспроможна зупинити подальше стиск ядра, і електрони починають «вдавлюватися» в атомні ядра, що призводить до перетворення протонів на нейтрони, між якими немає сил електростатичного відштовхування. Така нейтронізація речовини призводить до того, що розмір зірки, яка фактично представляє тепер одне величезне атомне ядро, вимірюється кількома кілометрами, а щільність у 100 млн. разів перевищує щільність води. Такий об'єкт називають нейтронною зіркою.

Надмасивні зірки

Після того, як зірка з масою більшою, ніж п'ять сонячних, входить до стадії червоного надгіганта, її ядро ​​під дією сил гравітації починає стискатися. У міру стиснення збільшуються температура і густина, і починається нова послідовність термоядерних реакцій. У таких реакціях синтезуються все більш важкі елементи: гелій, вуглець, кисень, кремній та залізо, що тимчасово стримує колапс ядра. Зрештою, у міру утворення все більш важких елементів періодичної системи, із кремнію синтезується залізо-56. На цьому етапі подальший термоядерний синтез стає неможливим, оскільки ядро ​​заліза-56 має максимальний дефект маси та утворення більш важких ядер з виділенням енергії неможливе. Тому коли залізне ядро ​​зірки досягає певного розміру, то тиск у ньому вже не в змозі протистояти тяжкості зовнішніх шарів зірки і відбувається негайний колапс ядра з нейтронізацією його речовини. Те, що відбувається надалі, поки незрозуміло до кінця, але, в будь-якому випадку, процеси, що відбуваються, в лічені секунди призводять до вибуху наднової зірки неймовірної сили. Супутній сплеск нейтрино провокує ударну хвилю. Сильні струмені нейтрино і магнітне поле, що обертається, виштовхують більшу частину накопиченого зіркою матеріалу - так звані розсадкові елементи, включаючи залізо і більш легкі елементи. Малітія, що розлітається, бомбардується нейтронами, що вириваються з ядра, захоплюючи їх і тим самим створюючи набір елементів важче заліза, включаючи радіоактивні, аж до урану (а можливо, навіть до каліфорнію). Таким чином, вибухи наднових пояснюють наявність у міжзоряній речовині елементів важче заліза, що, однак, не є єдиним можливим способом їх утворення, наприклад, це демонструють технецієві зірки. Вибухова хвиля і струмені нейтрино забирають речовину геть від зірки, що вмирає, в міжзоряне простір. Надалі, остигаючи і переміщаючись по космосу, цей матеріал надновий може зіткнутися з іншим космічним «сміттям», і, можливо, брати участь у освіті нових зірок, планет чи супутників. Процеси, що протікають при освіті наднової, досі вивчаються, і поки що в цьому питанні немає ясності. Також під питанням залишається момент, що насправді залишається від початкової зірки. Тим не менш, розглядаються два варіанти: нейтронні зірки та чорні дірки.

Нейтронні зірки

Відомо, що в деяких наднових сильна гравітація в надрах надгіганта змушує електрони поглинутися атомним ядром, де вони, зливаючись із протонами, утворюють нейтрони. Цей процес називається нейтронізацією. Електромагнітні сили, що поділяють прилеглі ядра, зникають. Ядро зірки тепер є щільною кулею з атомних ядер та окремих нейтронів. Такі зірки, відомі як нейтронні зірки, надзвичайно малі - не більше розміру великого міста, і мають неймовірно високу щільність. Період їх обігу стає надзвичайно малий, зі зменшенням розміру зірки (завдяки збереженню моменту імпульсу). Деякі роблять 600 обертів за секунду. У деяких з них кут між вектором випромінювання та віссю обертання може бути таким, що Земля потрапляє в конус, що утворюється цим випромінюванням; в цьому випадку можна зафіксувати імпульс випромінювання, що повторюється через проміжки часу, що рівні періоду звернення зірки. Такі нейтронні зірки отримали назву "пульсари", і стали першими відкритими нейтронними зірками.

Чорні діри

Не всі наднові стають нейтронними зірками. Якщо зірка має досить велику масу, то колапс зірки продовжиться, і самі нейтрони почнуть обрушуватися всередину, поки її радіус не стане меншим за Шварцшильдовський. Після цього зірка стає чорною діркою. Існування чорних дірок було передбачено загальною теорією відносності. Відповідно до цієї теорії, матерія та інформація не може залишати чорну дірку за жодних умов. Тим не менш, квантова механіка, ймовірно, уможливлює винятки з цього правила. Залишається низка відкритих питань. Головне серед них: «А чи є чорні дірки взагалі?». Адже щоб сказати точно, що даний об'єкт – це чорна дірка, необхідно спостерігати його обрій подій. Це неможливо суто за визначенням горизонту, але за допомогою радіоінтерферометрії з наддовгою базою можна визначити метрику поблизу об'єкта, а також зафіксувати швидку, мілісекундну змінність. Ці властивості, що спостерігаються в одного об'єкта, повинні остаточно довести існування чорних дірок.

Всесвіт є постійно мінливим макросвітом, де кожен об'єкт, субстанція або матерія перебувають у стані трансформації та змін. Ці процеси тривають мільярди років. Порівняно із тривалістю людського життя цей незбагненний розумом тимчасовий відрізок часу величезний. У масштабах космосу ці зміни є досить швидкоплинними. Зірки, які ми зараз спостерігаємо на нічному небосхилі, були такими ж і тисячі років тому, коли їх могли бачити єгипетські фараони, проте насправді весь цей час ні на мить не припинялася зміна фізичних характеристик небесних світил. Зірки народжуються, живуть і неодмінно старіють — еволюція зірок йде своєю чергою.

Положення зірок сузір'я Велика Ведмедиця в різні історичні періоди в інтервалі 100 000 років тому - наш час і через 100 тис. років

Інтерпретація еволюції зірок з погляду обивателя

Для обивателя космос представляється світом спокою та безмовності. Насправді Всесвіт є гігантською фізичною лабораторією, де відбуваються грандіозні перетворення, під час яких змінюється хімічний склад, фізичні характеристики та будова зірок. Життя зірки триває доти, доки вона світить і віддає тепло. Однак такий блискучий стан не вічний. За яскравим народженням слідує період зрілості зірки, який неминуче закінчується старінням небесного тіла та його смертю.

Освіта протозірки з газопилової хмари 5-7 млрд років тому

Вся наша інформація про зірок сьогодні вміщується у рамки науки. Термодинаміка дає нам пояснення процесів гідростатичної та теплової рівноваги, в якому перебуває зоряна матерія. Ядерна і квантова фізика дозволяють зрозуміти складний процес ядерного синтезу, завдяки якому зірка існує, випромінюючи тепло і даруючи світло навколишньому простору. При народженні зірки формується гідростатична та теплова рівновага, що підтримується за рахунок власних джерел енергії. На заході блискучої зіркової кар'єри ця рівновага порушується. Настає черга незворотних процесів, результатом яких стає руйнування зірки або колапс - грандіозний процес миттєвої та блискучої смерті небесного світила.

Вибух наднового - яскравий фінал життя зірки, що народилася в перші роки існування Всесвіту

Зміна фізичних характеристик зірок зумовлена ​​їхньою масою. На швидкість еволюції об'єктів впливає їх хімічний склад і до певної міри існуючі астрофізичні параметри - швидкість обертання та стан магнітного поля. Точно говорити про те, як все відбувається насправді, не можливе через величезну тривалість описуваних процесів. Швидкість еволюції, етапи трансформації залежать від часу народження зірки та її розташування у Всесвіті на момент народження.

Еволюція зірок з наукового погляду

Будь-яка зірка зароджується зі згустку холодного міжзоряного газу, який під дією зовнішніх та внутрішніх гравітаційних сил стискується до стану газової кулі. Процес стиснення газової субстанції не зупиняється на мить, супроводжуючись колосальним виділенням теплової енергії. Температура нової освіти зростає доти, доки не запускається термоядерний синтез. З цього моменту стиск зіркової матерії припиняється, досягнуто балансу між гідростатичним і тепловим станом об'єкта. Всесвіт поповнився новою повноцінною зіркою.

Головне зіркове паливо - атом водню внаслідок запущеної термоядерної реакції

У еволюції зірок важливе значення мають джерела теплової енергії. Промениста і теплова енергія, що випаровується в простір з поверхні зірки, поповнюються за рахунок охолодження внутрішніх шарів небесного світила. Термоядерні реакції, що постійно протікають, і гравітаційне стиснення в надрах зірки заповнюють втрату. Поки в надрах зірки є достатньо ядерне паливо, зірка світиться яскравим світлом і випромінює тепло. Як тільки процес термоядерного синтезу сповільнюється або припиняється зовсім, для підтримки теплової та термодинамічної рівноваги запускається механізм внутрішнього стиснення зірки. На даному етапі об'єкт вже випромінює теплову енергію, що видно лише в інфрачервоному діапазоні.

З описаних процесів, можна дійти невтішного висновку, еволюція зірок є послідовну зміну джерел зоряної енергії. У сучасній астрофізиці процеси трансформації зірок можна розставити відповідно до трьох шкал:

• ядерна тимчасова шкала;
• тепловий відрізок життя зірки;
• динамічний відрізок (фінальний) життя світила.

У кожному окремому випадку розглядаються процеси, що визначають вік зірки, її фізичні характеристики та різновид загибелі об'єкта. Ядерна тимчасова шкала цікава до тих пір, поки об'єкт живиться за рахунок власних джерел тепла та випромінює енергію, що є продуктом ядерних реакцій. Оцінка тривалості цього етапу обчислюється шляхом визначення кількості водню, що перетвориться у процесі термоядерного синтезу на гелій. Чим більша маса зірки, тим більша інтенсивність ядерних реакцій і відповідно вища світність об'єкта.

Розміри та маса різних зірок, починаючи від надгіганта, закінчуючи червоним карликом

Теплова тимчасова шкала визначає етап еволюції, протягом якого зірка витрачає всю теплову енергію. Цей процес починається з того моменту, коли витратилися останні запаси водню та ядерні реакції припинилися. Для підтримки рівноваги об'єкта запускається процес стиснення. Зоряна матерія падає до центру. При цьому відбувається перехід кінетичної енергії до теплової енергії, що витрачається на підтримку необхідного температурного балансу всередині зірки. Частина енергії випаровується в космічний простір.

Враховуючи той факт, що світність зірок визначається їхньою масою, у момент стиснення об'єкта його яскравість у просторі не змінюється.

Зірка на шляху до головної послідовності

Формування зірки відбувається відповідно до динамічної тимчасової шкали. Зірковий газ вільно падає всередину до центру, збільшуючи щільність та тиск у надрах майбутнього об'єкта. Чим вище щільність у центрі газової кулі, тим більша температура всередині об'єкта. З цього моменту основною енергією небесного тіла стає тепло. Чим більша щільність і вища температура, тим більший тиск у надрах майбутньої зірки. Вільне падіння молекул та атомів припиняється, процес стиснення зоряного газу припиняється. Такий стан об'єкта зазвичай називають протозіркою. Об'єкт на 90% складається із молекулярного водню. При досягненні температури 1800К водень перетворюється на атомарний стан. У процесі розпаду витрачається енергія, підвищення температури сповільнюється.

Всесвіт на 75% складається з молекулярного водню, який у процесі формування протозірок перетворюється на атомарний водень — ядерне паливо зірки.

У такому стані тиск усередині газової кулі зменшується, тим самим даючи свободу силі стиснення. Така послідовність повторюється кожного разу, коли спочатку іонізується весь водень, а потім настає черга іонізації гелію. При температурі 10⁵ До газ іонізується повністю, стиск зірки зупиняється, виникає гідростатична рівновага об'єкта. Подальша еволюція зірки відбуватиметься відповідно до теплової тимчасової шкали, набагато повільніше і послідовніше.

Радіус протозірки з початку формування скорочується з 100 а.е. до ¼ а.о. Об'єкт знаходиться в середині газової хмари. В результаті акреції частинок із зовнішніх областей хмари зоряного газу маса зірки постійно збільшуватиметься. Отже, температура всередині об'єкта зростатиме, супроводжуючи процес конвекції - перенесення енергії від внутрішніх шарів зірки до її зовнішнього краю. Згодом із зростанням температури в надрах небесного тіла конвекція змінюється променистим перенесенням, зсуваючись до поверхні зірки. У цей час світність об'єкта швидко збільшується, зростає і температура поверхневих шарів зіркової кулі.

Процеси конвекції та променисте перенесення у новоствореній зірці перед початком реакцій термоядерного синтезу

Наприклад, для зірок, у яких маса ідентична масі нашого Сонця, стиснення протозоряного хмари відбувається лише кілька сотень років. Щодо фінальної стадії утворення об'єкта, то конденсація зіркової матерії розтягується вже на мільйони років. Сонце рухається до головної послідовності досить швидко і цей шлях займе сотню мільйонів або мільярди років. Інакше кажучи, що більше маса зірки, то більше вписувалося проміжок часу, витрачається формування повноцінної зірки. Зірка з масою в 15М рухатиметься шляхом до головної послідовності вже значно довше — близько 60 тис. років.

Фаза головної послідовності

Незважаючи на те, що деякі реакції термоядерного синтезу запускаються за більш низьких температур, основна фаза водневого горіння стартує при температурі 4 млн. градусів. З цього моменту розпочинається фаза головної послідовності. У справу входить нова форма відтворення зіркової енергії — ядерна. Кінетична енергія, що вивільняється в процесі стиснення об'єкта, відходить на другий план. Досягнута рівновага забезпечує довге і спокійне життя зірки, що опинилася у початковій фазі головної послідовності.

Розподіл і розпад атомів водню в процесі термоядерної реакції, що відбувається у надрах зірки

З цього моменту спостереження життям зірки чітко прив'язане до фазі головної послідовності, що є важливою частиною еволюції небесних світил. Саме цьому етапі єдиним джерелом зоряної енергії є результат горіння водню. Об'єкт перебуває у стані рівноваги. У міру витрати ядерного палива змінюється лише хімічний склад об'єкта. Перебування Сонця у фазі головної послідовності триватиме приблизно 10 млрд. років. Стільки часу знадобиться, щоб наше рідне світило витратило весь запас водню. Що ж до потужних зірок, їх еволюція відбувається швидше. Випромінюючи більше енергії, потужна зірка перебуває у фазі головної послідовності всього 10-20 млн. років.

Менш масивні зірки горять на нічному небосхилі значно довше. Так, зірка з масою 0,25 м перебуватиме у фазі головної послідовності десятки мільярдів років.

Діаграма Герцшпрунга – Рассела, що оцінює взаємозв'язок діапазону зірок зі своїми світністю. Крапки на діаграмі – розташування відомих зірок. Стрілки вказують зміщення зірок від головної послідовності до фаз гігантів і білих карликів.

Щоб уявити еволюцію зірок, досить поглянути на діаграму, що характеризує шлях небесного світила у головній послідовності. Верхня частина графіка виглядає менш насиченою об'єктами, оскільки саме тут зосереджені потужні зірки. Це розташування пояснюється їх нетривалим життєвим циклом. Зі відомих на сьогоднішній день зірок деякі мають масу 70М. Об'єкти, маса яких перевищує верхню межу - 100М, можуть взагалі не сформуватися.

У небесних світил, маса яких менша за 0,08М, немає можливості подолати критичну масу, необхідну для початку термоядерного синтезу і залишаються все своє життя холодними. Найменші протозірки стискуються і утворюють планетоподібні карлики.

Планетоподібний коричневий карлик у порівнянні з нормальною зіркою (наше Сонце) та планетою Юпітер

У нижній частині послідовності зосереджені об'єкти, де домінують зірки з масою, що дорівнює масі нашого Сонця і трохи більше. Уявною межею між верхньою та нижньою частиною головної послідовності є об'єкти, маса яких становить – 1,5М.

Наступні етапи еволюції зірок

Кожен із варіантів розвитку стану зірки визначається її масою та відрізком часу, протягом якого відбувається трансформація зоряної матерії. Однак Всесвіт є багатогранним і складним механізмом, тому еволюція зірок може йти іншими шляхами.

Мандруючи головною послідовністю, зірка з масою, приблизно рівною масі Сонця, має три основні варіанти маршруту:

1. спокійно прожити своє життя і мирно спочивати в безмежних просторах Всесвіту;
2. перейти у фазу червоного гіганта та повільно старіти;
3. перейти в категорію білих карликів, спалахнути надновий і перетворитися на нейтронну зірку.

Можливі варіанти еволюції протозірок залежно від часу, хімічного складу об'єктів та їх маси

Після головної послідовності настає фаза гіганта. До цього часу запаси водню в надрах зірки повністю закінчуються, центральна область об'єкта є гелієвим ядром, а термоядерні реакція зміщуються до поверхні об'єкта. Під впливом термоядерного синтезу оболонка розширюється, тоді як маса гелієвого ядра зростає. Звичайна зірка перетворюється на червоного гіганта.

Фаза гіганта та її особливості

У зірок із невеликою масою щільність ядра стає колосальною, перетворюючи зіркову матерію на вироджений релятивістський газ. Якщо маса зірки трохи більше 0,26М, зростання тиску та температури призводить до початку синтезу гелію, що охоплює всю центральну область об'єкта. З цього моменту температура зірки стрімко зростає. Головна особливість процесу у тому, що вироджений газ немає можливості розширюватися. Під впливом високої температури збільшується лише швидкість розподілу гелію, що супроводжується вибуховою реакцією. У такі моменти ми можемо спостерігати гелієвий спалах. Яскравість об'єкта збільшується у сотні разів, проте агонія зірки продовжується. Відбувається перехід зірки в новий стан, де всі термодинамічні процеси відбуваються в гелієвому ядрі та у розрядженій зовнішній оболонці.

Будова зірки головної послідовності сонячного типу та червоного гіганта з ізотермічним гелієвим ядром та шаровою зоною нуклеосинтезу

Такий стан є тимчасовим та не відрізняється стійкістю. Зоряна матерія постійно перемішується, при цьому значна її частина викидається в навколишній простір, утворюючи планетарну туманність. У центрі залишається гаряче ядро, яке називається білим карликом.

Для зірок великої маси перелічені процеси протікають негаразд катастрофічно. На зміну гелієвому горінню приходить ядерна реакція поділу вуглецю та кремнію. Зрештою зіркове ядро ​​перетвориться на зіркове залізо. Фаза гіганта визначається масою зірки. Чим більша маса об'єкта, тим менша температура у його центрі. Цього явно недостатньо для запуску ядерної реакції поділу вуглецю та інших елементів.

Доля білого карлика – нейтронна зірка чи чорна діра

Опинившись у стані білого карлика, об'єкт перебуває у вкрай нестійкому стані. Ядерні реакції, що припинилися, призводять до падіння тиску, ядро ​​переходить у стан колапсу. Енергія, що виділяється в даному випадку, витрачається на розпад заліза до атомів гелію, який далі розпадається на протони та нейтрони. Запущений процес розвивається зі стрімкою швидкістю. Колапс зірки характеризує динамічний відрізок шкали та займає за часом частку секунди. Займання залишків ядерного палива відбувається вибуховим чином, звільняючи в частки секунд колосальний обсяг енергії. Цього цілком достатньо, щоб підірвати верхні шари об'єкта. Фінальною стадією білого карлика є спалах надновий.

Ядро зірки починає хлопатися (ліворуч). Схлопування формує нейтронну зірку та створює потік енергії у зовнішні шари зірки (у центрі). Енергія, що виділяється в результаті скидання зовнішніх шарів зірки при спалаху наднової (праворуч).

Надщільне ядро, що залишилося, буде скупченням протонів і електронів, які стикаючись один з одним, утворюють нейтрони. Всесвіт поповнився новим об'єктом - нейтронною зіркою. Через високу щільність ядро ​​стає виродженим, процес колапсування ядра зупиняється. Якби маса зірки була досить великою, колапс міг би продовжуватися доти, доки залишки зоряної матерії не впадуть остаточно в центрі об'єкта, утворюючи чорну дірку.

Пояснення фінальної частини еволюції зірок

Для нормальних рівноважних зірок описані процеси еволюції є малоймовірними. Однак існування білих карликів та нейтронних зірок доводить реальне існування процесів стиснення зоряної матерії. Незначна кількість подібних об'єктів у Всесвіті свідчить про швидкоплинність їхнього існування. Фінальний етап еволюції зірок можна у вигляді послідовного ланцюжка двох типів:

• нормальна зірка – червоний гігант – скидання зовнішніх шарів – білий карлик;
• масивна зірка – червоний надгігант – вибух наднової – нейтронна зірка чи чорна діра – небуття.

Схема еволюції зірок. Варіанти продовження життя зірок поза головною послідовністю.

Пояснити з погляду науки процеси, що відбуваються, досить важко. Вчені-ядерники сходяться на думці, що у випадку з фінальним етапом еволюції зірок ми маємо справу зі втомою матерії. Внаслідок тривалого механічного, термодинамічного впливу матерія змінює свої фізичні властивості. Втомою зоряної матерії, виснаженої тривалими ядерними реакціями, можна пояснити появу виродженого електронного газу, його подальшу нейтронізацію та анігіляцію. Якщо всі перелічені процеси проходять від початку до кінця, зіркова матерія перестає бути фізичною субстанцією – зірка зникає у просторі, не залишаючи після себе нічого.

Міжзоряні бульбашки і газопилові хмари, що є місцем народження зірок, не можуть поповнюватися тільки за рахунок зниклих зірок, що вибухнули. Всесвіт і галактики перебувають у рівноважному стані. Постійно відбувається втрата маси, густина міжзоряного простору зменшується в одній частині космічного простору. Отже, в іншій частині Всесвіту створюються умови для створення нових зірок. Інакше кажучи, працює схема: якщо одному місці убуло певну кількість матерії, іншому місці Всесвіту такий самий обсяг матерії з'явився у інший формі.

На закінчення

Вивчаючи еволюцію зірок, ми приходимо до висновку, що Всесвіт є гігантським розрядженим розчином, в якому частина матерії трансформується в молекули водню, що є будівельним матеріалом для зірок. Інша частина розчиняється у просторі, зникаючи зі сфери матеріальних відчуттів. Чорна діра у цьому сенсі є місцем переходу всього матеріального в антиматерію. Збагнути до кінця сенс того, що відбувається досить важко, особливо якщо при вивченні еволюції зірок робити ставку тільки на закони ядерної, квантової фізики та термодинаміки. До вивчення цього питання слід підключати теорію відносної ймовірності, яка допускає викривлення простору, що дозволяє трансформуватися однієї енергії на іншу, одного стану на інший.

Життєвий цикл зірок

Звичайна зірка виділяє енергію за рахунок перетворення водню на гелій в ядерній печі, що знаходиться в її серцевині. Після того як зірка витратить водень у центрі, він починає перегорати в оболонці зірки, яка збільшується у розмірі, набухає. Розмір зірки зростає, температура падає. Цей процес породжує червоних гігантів та надгігантів. Тривалість життя кожної зірки визначається її масою. Потужні зірки закінчують свій життєвий цикл вибухом. Зірки, подібні до Сонця, стискаються, перетворюючись на щільні білі карлики. У процесі перетворення з червоного гіганта на білого карлика зірка може скинути свої зовнішні шари, як легку газову оболонку, оголивши ядро.