Эволюция звезд

       Звезды  образуются не в одиночку, а группами, скоплениями, что является результатом  гравитационной конденсации, сжатия (коллапса) громадных объемов межзвездного газа, газопылевых облаков. Этот процесс хорошо описывается теорией. , кроме того, имеются многочисленные наблюдательные данные рождения звезд. Их число особенно увеличилось с возникновением радио- и инфракрасной астрономии, для диапазонов которых газ и пыль прозрачны. (

       Звездообразование начинается со сжатия и последующей  фрагментации (под действием гравитационных сил) протяженных холодных облаков  молекулярного межзвездного газа. Масса  газа должна быть такой, чтобы действие сил гравитации преобладало над  действием сил газового давления. При современных температурах межзвездного газа (10 – 30К) его минимальная масса, которая может конденсироваться, коллапсироваться, составляет не менее тысячи масс нашего Солнца. Каждый из образовавшихся фрагментов и представляет собой материал, из которого непосредственно формируются звезды.

       По  мере сжатии в таком фрагменте постепенно выделяются ядро и оболочка. Ядро – это центральная, более плотная и компактная часть, достигшая гидростатического равновесия. Оболочка – это внешняя, протяженная, продолжающая коллапсировать часть газопылевого фрагмента. (Из материала оболочки впоследствии при ее преобразовании в газопылевой диск могут образоваться окружающие звезду планеты.) Процесс конденсации сопровождается возрастанием магнитного поля, ростом давления газа. Долгое время оболочка остается плотной и непрозрачной, что делает рождающуюся звезду невидимой в оптическом диапазоне. (Зато ее можно зафиксировать средствами радио- и инфракрасной астрономии.) Так постепенно формируются протозвезды – грандиозные непрозрачные массы межзвездного газа со сформировавшимся ядром, в которых гравитация уравновешивается силами внутреннего давления.

       С образованием протозвезды рост массы  ее ядра не прекращается. Масса ядра продолжает увеличиваться за счет выпадения  газа на ядро из оболочки (аккреция). Силы гравитации растут и разогревают ядро, которое претерпевает качественные изменения, в том числе возрастают его светимость и давление излучения. Затем рост ядра и конденсация газа из оболочки прекращаются. Оболочка постепенно «сдувается» излучением и рассеивается. А ядро со стороны приобретает вид звездного объекта. Этот процесс гравитационного сжатия длиться относительно не долго (от сотен тысяч до нескольких десятков млн. лет) и заканчивается тогда, когда температура в центре достигает тех значений (10 – 15 млн. градусов), при которых включается другой источник энергии – термоядерные реакции. Сжатие при этом прекращается и процесс звездообразования завершается: протозвезда окончательно превращается в звезду.

       Теория  звездообразования не только описывает  его общий ход, но и позволяет  выделить факторы, которые могут  замедлять или стимулировать  звездообразование. К замедляющим  факторам относятся: незначительная масса  протозвезды, высокая скорость вращения газопылевого облака, сильное магнитное  поле и др. Стимулирующими звездообразование  процессами являются: ударные волны, порожденные вспышками сверхновых звезд; ионизационные фронты; столкновение облаков; звездный ветер (поток плазмы от горячих звезд) и др. Например, если масса протозвезды очень мала (менее 0,08 массы Солнца), то ее гравитационное сжатие происходит очень медленно, а температура в ядре не достигает значений, необходимых для начала термоядерной реакции. Такие протозвезды будут сжиматься очень и очень долго (время их гравитационного сжатия превышает время жизни Галактики), постепенно превращаясь в так называемые черные карлики.  
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

2. Звезда  как динамическая саморегулирующаяся система.

       Источниками энергии у большинства звезд  являются водородные термоядерные реакции  в центральной зоне. В ходе этих реакций водород превращается в  гелий, выделяя громадное количество энергии.

       Рассмотрим  одну из таких реакций. Она начинается столкновением двух ядер водорода (протонов) с образованием ядра дейтерия и испусканием  позитрона и нейтрино: ¹H+¹H®²D+e⁺+n. При этом выделяется энергии 1,44 МэВ. Далее дейтерий взаимодействует с протоном, образуя изотоп гелия с испусканием фотонов: ²D+¹H®³He+g. На этой фазе выделяется еще больше энергии – 5,49 МэВ. Заключительная фаза реакции состоит в синтезе двух ядер изотопа гелия с образованием ядра гелия и двух протонов. ³He+³He®⁴4He+2¹H. Выделяемая при этом энергия намного больше, чем на предыдущих фазах – 12,86 МэВ.

       Водород – главная составная часть  космического вещества и важнейший  вид ядерного горючего в звездах. Запасы его в звездах настолько  велики, что ядерные реакции могут  протекать в течение миллиардов лет. При этом, до тех пор пока в центральной зоне весь водород не выгорит, свойства звезды изменяются мало.

       В недрах звезд, при температурах более 10 млн. К. и огромных плотностях, газ  обладает давлением в миллиарды  атмосфер. В этих условиях звезда может  находиться в стационарном состоянии  лишь благодаря тому, что в каждом ее слое внутреннее давление газа уравновешивается действиями сил тяготения. Если внутри звезды температура по какой-либо причине  повысится, то звезда должна раздуться, так как возрастает давление в  ее недрах. И, наоборот, если температура  внутри звезды, а значит и давление, понизиться, то радиус звезды уменьшится. Такое состояние называется гидростатическим равновесием. Следовательно, стационарная звезда представляет собой плазменный шар, находящийся в состоянии гидростатического равновесия.

       Стационарное  состояние звезды характеризуется  еще и тепловым равновесием, которое  означает, что процессы выделения  энергии в недрах звезд, процессы теплоотвода энергии из недр к  поверхности и процессы излучения  энергии с поверхности должны быть сбалансированы. Если теплоотвод превысит тепловыделение, то звезда начнет сжиматься и разогреваться. Это  приведет к ускорению ядерных  реакций, и тепловой баланс будет  вновь восстановлен. Таким образом, звезда представляет собой тонко сбалансированный «организм», она оказывается саморегулирующей системой. Причем чем звезда больше, тем быстрее она исчерпывает свой запас энергии.

       После выгорания водорода в центральной  зоне звезды образуется гелиевое ядро. Водородные термоядерные реакции продолжают протекать, но только в тонком слое в близи поверхности этого ядра. Постепенно они перемещаются на периферию звезды. Звезда принимает гетерогенную структуру. Выгоревшее ядро начинает сжиматься, а внешняя оболочка – расширяться. Оболочка разбухает до колоссальных размеров, внешняя температура становится низкой, и звезда переходит в стадию красного гиганта. С этого момента жизнь звезды начинает клониться к закату.

       Для красного гиганта характерна низкая внешняя температура, но очень высокая  внутренняя. С ее повышением в термоядерные реакции включаются все более  тяжелые ядра. На этом этапе (при  температуре свыше 150 млн. К.) в ходе ядерных реакций осуществляется синтез более тяжелых, чем гелий, химических элементов. 
 
 
 
 
 
 

1. Нуклеосинтез: происхождение химических элементов.

       Долгое  время наука не могла раскрыть одну из главных тайн природы –  загадку происхождения элементов  периодической системы Менделеева. Где во Вселенной расположена та «фабрика», которая производит химические элементы, более тяжелые, чем водород и гелий (на долю которых приходится 98% массы вещества и которые образовались еще на дозвездной стадии развития Вселенной)? Современная астрофизика дает ответ на этот вопрос – такой фабрикой являются недра звезд. Именно в недрах звезд происходит нуклеосинтез – цепочка тех ядерных реакций, в ходе которых тяжелые ядра химических элементов образуются из более легких ядер.

       В период стабильного развития звезд  в ходе термоядерных реакций происходит синтез гелия из водорода. А в  недрах красных гигантов, при температуре  свыше 150 млн. градусов, начинается новый  этап ядерных реакций, в ходе которых  происходит горение уже не водорода, а гелия: три ядра гелия образуют ядро углерода (⁴He+⁴He+⁴He®¹²C+g). Последнее, взаимодействуя с ядром гелия, дает ядро кислорода (¹²C+⁴He®¹⁶O+g), а синтез ядра кислорода с ядром гелия – неон (²⁰Ne) и т.д., вплоть до кремния (²⁸Si). Так постепенно гелиевое ядро преобразуется в углеродно-кислородное ядро.

       На  следующем этапе ядерных реакция начинаются реакции углеродного горения. При этом происходит резкое взрывное повышение температуры еще на один – два порядка, т.е. до миллиардов и десятков миллиардов градусов. В этих условиях реализуются сложные и многовариантные цепочки ядерных реакций, которые ведут к образованию химических элементов так называемого железного пика (Fe, Ni, Mn и др.). Но более тяжелые элементы не могут образоваться в результате непосредственного взаимодействия заряженных частиц (ядер), так как для их синтеза необходимо больше энергии, чем высвобождается в процессе реакции.

       На  этом этапе подключается новый «механизм», связанный с ядерными реакциями  нейтронов, для которых электростатический барьер значения не имеет. Механизм получил  название нейтронного захвата: нейтрон, проникая в ядро, связывается там. В результате может образоваться стабильное ядро изотопа нового химического элемента. В этом случае нейтроны и протоны ведут себя устойчиво. Если же ядро оказывается не стабильным, перегруженным нейтронами (их число превышает число протонов), то происходит реакция бета-распада, в ходе которой нейтрон (n) превращается в протон (p) с образованием электрона (e) и нейтрино (v): n®p+e+v. При таком распаде ядро превращается в изотоп следующего в периодической системе химического элемента. (Обратный процесс может происходить в случае перегруженности ядра нестабильными протонами).

       Различают два вида нейтронного захвата. Первый – это медленный захват, когда  следующий нейтрон поглощается  после того, как завершится бета-распад предыдущего. За счет этого видна нейтринного захвата объясняется образование в выгоревших ядрах звезд-гигантов элементов вплоть до висмута (²⁰⁹Bi). Второй вид – это быстрый захват, при котором ядро успевает захватить несколько нейтронов, прежде чем начнется процесс бета-распада. Но для такого быстрого захвата необходим поток нейтронов колоссальной мощности: до 10²⁴ – 10³⁰ нейтронов/(см²∙с), что возможно только в период грандиозных звездных катастроф – вспышки сверхновой звезды. Такой вид нейтринного захвата объясняет происхождение богатых нейтронами тяжелых элементов (в том числе урана U, тория Th и др.) с массовым числом до 270. 
 
 
 
 
 
 
 
 

3. Поздние стадии эволюции звезды: от красного гиганта  до белого карлика  и далее.

       Именно  на стадии красного гиганта осуществляются основные реакции нуклеосинтеза после выгорания водорода. В результате изменения химического состава, роста давления, пульсаций и других процессов красный гигант непрерывно теряет вещество, которое выбрасывается в межзвездное пространство. Динамическое равновесие звезды нарушается, нарастают разрушительные тенденции, происходит периодический сброс верхних оболочек. В этом случае звезда наблюдается как ядро планетарной туманности. Планетарная туманность – это система, состоящая из звезды (ядра туманности) и симметрично окружающей ее светящейся газовой оболочки (их может быть несколько), расширяющейся в пространстве с достаточно большой скоростью (20 – 40 км/с). По мере разряжения свечение оболочки ослабевает и она становиться невидимой. Планетарные туманности обогащают межзвездную среду химическими элементами.

       Так постепенно красный гигант теряет свою массу, исчерпывает термоядерные источники  энергии. На завершающем этапе нуклеосинтеза в недрах красного гиганта наступает нейтронизация вещества – процесс, в ходе которого электроны под громадным давлением как бы «вдавливаются» в атомные ядра, взаимодействуют с протонами и превращаются в нейтроны. Красный гигант охлаждается, остывает. Теперь судьба звезды зависит от массы оставшегося ядра.

       При массе менее 1,4 массы Солнца звезда, обладая громадной плотностью (сотни  тонн на 1 см³), в основном сохраняет свое стационарное, равновесное состояние. Такие звезды называются белыми карликами. Белый карлик как бы вызревает внутри красного гиганта и появляется на свет тогда, когда красный гигант сбрасывает свои поверхностные слои, образуя планетарную туманность. Поэтому белые карлики, окруженные остатками оболочки, выглядят обычно как планетарные туманности. Белый карлик не имеет ресурсов для термоядерных реакций, он постепенно охлаждается, причем время охлаждения достаточно велико – примерно 10⁹лет. Это время сравнимо с возрастом Галактики.

       Когда энергия звезды иссякнет, звезда меняет свой цвет с белого на желтый, затем  на красный; наконец, она перестает  излучать и начинает непрерывное  путешествие в необозримом космическом  пространстве в виде маленького темного  безжизненного объекта. Так белый карлик медленно превращается в мертвую холодную звезду, размер которой обычно меньше размеров Земли, а масса сравнима с солнечной. Плотность такой звезды в миллиарды раз выше плотности воды. Так заканчивают свое существование большинство звезд.