Возникновение и эволюция звезд. Модели звезд

Эволюция звезд подчиняется следующим общим закономерностям:

1) выделяют три фазы эволюции звезд: контракционная фаза, фаза термоядерных реакций, заключительная фаза;

2) чем больше масса звезды, тем быстрее она проходит фазы своего развития.

Рассмотрим подробно фазы развития звезд.

Контракционная фаза.

Согласно современным представлениям, звезды рождаются из газопылевой диффузной среды в результате процесса гравитационного сжатия отдельных газовых облаков под действием собственного тяготения.

Если в некотором объеме, заполненном газом и пылью, масса диффузной материи по каким-то причинам превзойдет определенную критическую величину, то материя в этом объеме начнет сжиматься под действием сил тяготения. Величина критической массы зависит от плотности, температуры и среднего молекулярного веса. Расчеты показывают, что необходимые условия могут создаться лишь в исключительных случаях, когда плотность диффузной материи становится достаточно большой. Такие условия могут возникать в результате случайных флуктуаций, однако не исключено, что увеличение плотности может происходить и в результате некоторых регулярных процессов. Наиболее плотными областями диффузной материи являются, по-видимому, глобулы и «слоновые хоботы» — темные компактные, непрозрачные образования, наблюдаемые на фоне светлых туманностей. Глобулы имеют вид круглых пятнышек, «слоновые хоботы» — узких полосок, которые вклиниваются в светлую материю. Глобулы и «слоновые хоботы» являются наиболее вероятными предками звезд, хотя прямыми доказательствами этого мы не располагаем.

Итак, пусть по каким-то причинам облако межзвездной материи достигло критической массы и начался процесс гравитационного сжатия. Пылевые частицы и газовые молекулы падают к центру облака, потенциальная энергия гравитации переходит в кинетическую, а кинетическая энергия в результате столкновений — в тепло. Облако нагревается и вследствие увеличения температуры возрастает его излучение. Оно превращается в протозвезду (звезда в начальной стадии развития). Судя по тому, что молодые звезды наблюдаются группами, можно думать, что в начале процесса гравитационной конденсации облако межзвездной материи разбивается на несколько частей и одновременно образуется несколько протозвезд.

Полный поток энергии, излучаемой протозвездой, определяется, как можно показать, обычным законом масса — светимость, но размеры протозвезды значительно больше. Поэтому температура ее поверхности много меньше, чем у обычной звезды такой же массы, и на диаграмме спектр-светимость протозвезды должны располагаться справа от главной последовательности. По мере сжатия протозвезды температура ее увеличивается, и она перемещается по диаграмме Герцшпрунга-Рессела сначала вниз, потом влево, почти параллельно оси абсцисс. Когда температура в недрах звезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции. Сначала «выгорает» дейтерий, а затем литий, бериллий и бор. Сжатие в результате выделения дополнительной энергии замедляется, но не прекращается совсем, так как эти элементы быстро оказываются израсходованными. Когда температура повышается еще больше, начинают действовать протон-протонные реакции (для звезд с массой, меньшей 1,5 M _¤) или углеродно-азотный

цикл (для звезд с большей массой). С началом этих реакций заканчивается контракционная фаза развития звезды. Указанные реакции могут поддерживаться длительное время, сжатие прекращается и протозвезда превращается в обычную звезду главной последовательности. Давление внутри звезды уравновешивает притяжение, и она оказывается в устойчивом состоянии.

Время гравитационного сжатия сравнительно невелико. Оно зависит от массы протозвезды. Чем больше масса, тем быстрее протекает процесс гравитационной конденсации. Протозвезды, имеющие такую же массу, как Солнце, сжимаются за 10⁸ лет. Для звезд с массами в 20 M _¤ это время составляет

всего 10⁵ лет.

Так как сжатие происходит быстро, наблюдать звезды в этой первой наиболее ранней стадии эволюции трудно. Предполагается, что в этой стадии находятся неправильные переменные звезды типа Т Тельца.

Фаза термоядерных реакций.

Находясь на главной последовательности, звезды длительное время излучают энергию благодаря термоядерным реакциям, почти не испытывая каких-либо внешних изменений: радиус, светимость и масса остаются почти постоянными. Положение звезды на главной последовательности определяется ее массой. Ниже главной последовательности на диаграмме спектр-светимость проходит последовательность ярких субкарликов. Они отличаются от звезд главной последовательности химическим составом: содержание тяжелых элементов в субкарликах в несколько десятков раз меньше.

В результате термоядерных реакций, протекающих в недрах звезды, происходит постепенная переработка водорода в гелий, или, как говорят, «выгорание» водорода. Время пребывания на главной последовательности зависит от скорости термоядерных реакций, а скорость реакций—от температуры. Чем больше масса звезды, тем выше должна быть температура в ее недрах, чтобы газовое давление могло уравновесить вес вышележащих слоев. Поэтому ядерные реакции в более массивных звездах идут быстрее и время пребывания на главной последовательности для них меньше, так как быстрее расходуется энергия. Для Солнца и звезд с массами, равными солнечной, данное время около 10¹⁰ лет, в то время как для звезд с массами в 20 M _¤солнечных масс — около 10⁶

лет.

Ядерные реакции идут только в центральной части звезды. В этой области (конвективное ядро звезды) вещество все время перемешивается. При выгорании водорода радиус и масса конвективного ядра уменьшаются. Расчеты показывают, что звезда при этом перемещается по диаграмме спектр- светимость вправо. Более массивные звезды перемещаются быстрее, и в результате верхний конец главной последовательности постепенно отклоняется вправо.

Когда весь водород в ядре звезды превратится в гелий, вторая стадия эволюции заканчивается. Реакции превращения водорода в гелий продолжают идти только на внешней границе ядра. Расчеты показывают, что при этом ядро сжимается, плотность и температура в центральной части звезды возрастают, увеличивается светимость и радиус звезды. Звезда сходит с главной последовательности и становится красным гигантом.

Ветвь красных гигантов для звезд рассеянных скоплений идет ниже, чем для звезд шаровых скоплений, а главная последовательность, наоборот, выше. Теоретически это можно объяснить более низким содержанием тяжелых элементов в звездах шаровых скоплений. И действительно, наблюдения показывают, что в звездах сферической подсистемы, к которой принадлежат шаровые скопления, относительное обилие тяжелых элементов меньше, чем в звездах плоской подсистемы. Таким образом, наблюдения удовлетворительно согласуются с теоретическими представлениями об эволюции звезд и подтверждают их. Тем самым получает наблюдательную проверку и теория внутреннего строения звезд, на которой эти представления основаны.

Предполагается, что в стадии красного гиганта (или сверхгиганта) в плотном ядре звезды в течение некоторого времени может идти реакция превращения гелия в углерод. Расчеты показывают, что такие звезды должны располагаться на диаграмме цвет — светимость слева от главной ветви красных гигантов. Когда гелиевая реакция внутри ядра и водородные реакции на его границе исчерпывают себя, стадия красного гиганта и фаза термоядерных реакций подходят к концу. Протяженная оболочка гиганта при этом расширяется, ее наружные слои не могут удерживаться силой тяготения и начинают отделяться. Звезда теряет вещество, и масса ее уменьшается. Наблюдения показывают, что у красных гигантов и сверхгигантов действительно иногда имеет место истечение вещества из атмосферы. В этом случае процесс происходит медленно. Однако звезды с массами, превышающими 8 M _¤, завершают свою эволюцию катастрофически, проходя стадию

вспышки сверхновой звезды (см. § 5.13). Взрыв сверхновой сопровождается образованием атомных ядер тяжелых химических элементов.

Время «жизни» красного гиганта составляет несколько сот тысяч лет.

Заключительная фаза.

Когда протяженная оболочка красного гиганта рассеется в пространство, от звезды остается только ее центральное гелиевое ядро, которое сжимается.

Заключительная стадия развития звезды зависит от ее массы. Если масса звезды меньше 1,4 M _¤

(так называемого предела Чандрасекара), то сжатие ядра продолжается до тех пор, пока его не останавливает давление вырожденного электронного газа. При этом возникает звезда очень малых размеров (в 100 раз меньше солнечных) и огромной плотности — белый карлик. Вследствие малых размеров белые карлики, несмотря на свою высокую температуру, имеют малую светимость и поэтому располагаются в нижней левой части диаграммы спектр-светимость. Медленно остывая, белые карлики постепенно излучают запасенную в их недрах тепловую энергию, превращаясь в абсолютно мертвые останки — черные карлики.

Если масса звезды превышает 1,4 M _¤, то давление вырожденного электронного газа не может

остановить сжатие ядра. В этом случае механического равновесия нет, и тогда за время порядка 1 с центральные области сжимаются до ядерных плотностей. При этом электроны как бы вдавливаются в протоны и образуются нейтроны — происходит нейтронизация вещества звезды. Так возникают нейтронные звезды. Внешней оболочкой нейтронной звезды является кора, состоящая из ядер железа при температуре 10⁵–10⁶ К. Весь остальной объем, за исключением небольшой области в центре, занимает «нейтронная жидкость». В центре предполагается наличие небольшого гиперонного ядра. При ядерных плотностях «нейтронная жидкость» становится вырожденной и останавливает дальнейшее сжатие нейтронной звезды.

Размеры нейтронных звезд составляют всего 10 - 20 км. Расчеты показывают, что нейтронные звезды должны быстро вращаться вокруг своей оси и обладать сильным магнитным полем.

При массах, больших нескольких солнечных, даже давление вырожденных нейтронов не в состоянии противостоять гравитационным силам, в результате происходит неудержимое сжатие звезды — коллапс. Звезда превращается в черную дыру — объект, гравитационное поле которого не может покинуть ни одно тело, даже свет. Размеры черных дыр не превышают так называемый гравитационный радиус Шварцшильда

,

(5.40)

где G — гравитационная постоянная, M — масса черной дыры, c — скорость света. Данное соотношение получено из условия, что параболическая скорость вблизи «поверхности» черной дыры равна скорости света. Так, для Солнца гравитационный радиус R _g = 3 км, а соответствующая плотность ρ ≈ 2∙10¹⁶ г/см³ (это превышает плотность атомного ядра ρ ≈ 2∙10¹⁴ г/см³).

У черной дыры нет поверхности как таковой, но есть граница, которая называется горизонтом событий. Внутри черной дыры, а также вблизи горизонта событий классические законы физики перестают быть справедливыми и необходимо пользоваться законами общей теории относительности.

Предполагают, что количество черных дыр в нашей Галактике около десяти миллионов. Несмотря на такое огромное их количество, обнаружить одиночную черную дыру практически невозможно. Поэтому одним из лучших мест для поиска черных дыр являются двойные звезды. В 1964 году ученые предсказали мощное рентгеновское энерговыделение от черных дыр в тесных двойных системах. Такие наблюдательные данные в настоящее время получены.

Дата добавления: 2013-12-12