Концепции современного естествознания

     У звезд малых масс в момент, когда устанавливается гидростатическое равновесие, условия в ядрах таковы, что энергия в них переносится конвекцией. Расчеты показывают, что температура поверхности полностью конвективной звезды почти постоянна. Радиус звезды непрерывно уменьшается, т.к. она продолжает сжиматься. При неизменной температуре поверхности и уменьшающемся радиусе светимость звезды должна падать и на Герцшпрунга - Рассела диаграмме этой стадии эволюции соответствуют вертикальные участки треков.

     По  мере продолжения сжатия температура  в недрах звезды повышается, вещество становится более прозрачным, и у  звезд с  возникают лучистые ядра, но оболочки остаются конвективными. Менее массивные звезды остаются полностью конвективными. Их светимость регулируется тонким лучистым слоем в фотосфере. Чем массивнее звезда и чем выше ее эффективная температура, тем больше у нее лучистое ядро (в звездах с лучистое ядро возникает сразу). В конце концов, практически вся звезда (за исключением поверхностной конвективной зоны у звезд с массой ) переходит в состояние лучистого равновесия, при котором вся выделяющаяся в ядре энергия переносится излучением.

3 Эволюция на основе ядерных реакций 

При температуре  в ядрах ~ 10⁶ К начинаются первые ядерные реакции - выгорают дейтерий, литий, бор. Первичное количество этих элементов настолько мало, что их выгорание практически не выдерживает сжатия. Сжатие прекращается, когда температура в центре звезды достигает ~ 10⁶ К и загорается водород, т.к. энергии, выделяющейся при термоядерном горении водорода, достаточно для компенсации потерь на излучение. Однородные звезды, в ядрах которых горит водород, образуют на Герцшпрунга - Рассела диаграмме начальную главную последовательность (НГП). Массивные звезды достигают НГП быстрее звезд малой массы, т.к. у них скорость потерь энергии на единицу массы, а, следовательно, и темп эволюции выше, чем у маломассивных звезд. С момента выхода на НГП эволюция звезд происходит на основе ядерного горения. Ядерное горение может происходить до образования элементов группы железа, у которых наибольшая среди всех ядер энергия связи. При К основным источником энергии является реакция водородного цикла, при больших T - реакции углерод-азотного (CNO) цикла. Побочным эффектом CNO-цикла является установление равновесных концентраций нуклидов ¹⁴N, ¹²C, ¹³C - соответственно 95%, 4% и 1% по массе. Преобладание азота в слоях, где происходило горение водорода, подтверждается результатами наблюдений Вольфа - Райе звезд, у которых эти слои оказываются на поверхности в результате потери внеш. слоев. У звезд, в центре которых реализуется CNO-цикл ( ), возникает конвективное ядро. Причина этого в очень сильной зависимости энерговыделения от температуры: . Поток же лучистой энергии ~ T⁴, следовательно, он не может перенести всю выделяющуюся энергию, и должна возникнуть конвекция, более эффективная, чем лучистый перенос. У наиболее массивных звезд конвекцией охвачено более 50% массы звезд. Значение конвективного ядра для эволюции определяется тем, что ядерное горючее равномерно истощается в области, значительно большей, чем область эффективного горения, в то время как у звезд без конвективного ядра оно вначале выгорает лишь в малой окрестности центра, где температура достаточно высока. Время выгорания водорода заключено в пределах от ~ 10¹⁰ лет для до лет для . Время всех последующих стадий ядерного горения не превосходит 10% времени горения водорода, поэтому звезды на стадии горения водорода образуют на Г.-Р.д. густонаселенную область - главную последовательность (ГП). У звезд с температура в центре никогда не достигает значений, необходимых для загорания водорода, они неограниченно сжимаются, превращаясь в "черные" карлики. Выгорание водорода приводит к увеличению средней молекулярной массы вещества ядра, и поэтому для поддержания гидростатического равновесия давление в центре должно возрастать, что влечет за собой увеличение температуры в центре и градиента температуры по звезде, а, следовательно, и светимости. К увеличению светимости приводит также и уменьшение непрозрачности вещества с ростом температуры. Ядро сжимается для поддержания условий ядерного энерговыделения с уменьшением содержания водорода, а оболочка расширяется из-за необходимости перенести возросший поток энергии от ядра. На Герцшпрунга - Рассела диаграмме звезда перемещается вправо от НГП. Уменьшение непрозрачности приводит к отмиранию конвективных ядер у всех звезд, кроме наиболее массивных. Темп эволюции массивных звезд наиболее высок, и они первыми покидают ГП. Время жизни на ГП составляет для звезд с около 10 млн. лет, с около 70 млн. лет, а с около 10 млрд. лет.

     Когда содержание водорода в ядре уменьшается  до 1%, расширение оболочек звезд с сменяется общим сжатием звезды, необходимым для поддержания энерговыделения. Сжатие оболочки вызывает нагрев водорода в слое, прилегающем к гелиевому ядру, до температуры его термоядерного горения, и возникает слоевой источник энерговыделения. У звезд с массой , у которых в меньшей степени зависит от температуры и область энерговыделения не столь сильно концентрируется к центру, стадия общего сжатия отсутствует.

     Эволюция  звезд после выгорания водорода зависит от их массы. Важнейшим фактором, влияющим на ход эволюции звезд с  массой , является вырождение газа электронов при больших плотностях. В вырожденном газе из-за большой плотности число квантовых состояний с малой энергией ограничено в силу принципа Паули, и электроны заполняют квантовые уровни с высокой энергией, значительно превышающей энергию их теплового движения. Важнейшая особенность вырожденного газа состоит в том, что его давление p зависит лишь от плотности: для нерелятивистского вырождения и для релятивистского вырождения. Давление газа электронов намного превосходит давление ионов. Отсюда следует принципиальный для эволюции звезд вывод: поскольку сила тяготения, действующая на единичный объем, релятивистки вырожденного газа, , зависит от плотности так же, как и градиент давления , должна существовать предельная масса , такая, что при давление электронов не может противодействовать тяготению и начинается сжатие. Предельная масса . У звезд малых масс вырождение играет заметную роль уже в процессе образования гелиевых ядер.

     Второй  фактор, определяющий эволюцию звезд  на поздних стадиях, - это нейтринные потери энергии. В звездных недрах при  T ~10⁸ К основную роль в рождении нейтрино играют: фотонейтринный процесс , распад квантов плазменных колебаний (плазмонов) на пары нейтрино-антинейтрино ( ), аннигиляция пар электрон-позитрон ( ) и урка-процессы. Важнейшая особенность нейтрино состоит в том, что вещество звезды для них практически прозрачно и нейтрино беспрепятственно уносят энергию из звезды.

     Гелиевое  ядро, в котором еще не возникли условия для горения гелия, сжимается. Температура в слоевом источнике, прилегающем к ядру, увеличивается, скорость горения водорода возрастает. Необходимость переноса возросшего потока энергии приводит к расширению оболочки, на что тратится часть энергии. Поскольку светимость звезды не изменяется, температура ее поверхности падает, и на Герцшпрунга - Рассела диаграмме звезда перемещается в область, занимаемую красными гигантами. Время перестройки звезды на два порядка меньше времени выгорания водорода в ядре, поэтому между полосой ГП и областью красных сверхгигантов мало звезд. С уменьшением температуры оболочки возрастает ее прозрачность, вследствие этого появляется внеш. конвективная зона и возрастает светимость звезды.

     Отвод энергии из ядра посредством теплопроводности вырожденных электронов и нейтринных потерь у звезд с  оттягивает момент загорания гелия. Температура начинает заметно расти лишь тогда, когда ядро становится почти изотермичным. Горение ⁴He определяет эволюцию звезд с момента, когда энерговыделение превышает потери энергии путем теплопроводности и излучения нейтрино. Это же условие относится к горению всех последующих видом ядерного топлива.

     Примечательная  особенность звездных ядер из вырожденного газа, охлаждаемых нейтрино, - это "конвергенция" - сближение треков, которые характеризуют  соотношение плотности  и температуры T_c в центре звезды. Скорость энерговыделения при сжатии ядра определяется скоростью присоединения вещества к нему через слоевой источник, которая зависит только от массы ядра при данном виде топлива. В ядре должен поддерживаться баланс притока и оттока энергии, поэтому в ядрах звезд устанавливается одинаковое распределение температуры и плотности. К моменту загорания ⁴He масса ядра в зависимости от содержания тяжелых элементов. В ядрах из вырожденного газа загорание ⁴He имеет характер теплового взрыва, т.к. энергия, выделяющаяся при горении, идет на увеличение энергии теплового движения электронов, но давление с ростом температуры почти не изменяется до тех пор, пока тепловая энергия электронов не сравняется с энергией вырожденного газа электронов. Тогда вырождение снимается, и ядро быстро расширяется - происходит гелиевая вспышка. Гелиевые вспышки, вероятно, сопровождаются потерей звездного вещества. У шаровых звездных скоплений, где массивные звезды уже давно закончили эволюцию, и красные гиганты имеют массы , звезды на стадии горения гелия находятся на горизонтальной ветви Герцшпрунга - Рассела диаграммы.

     В гелиевых ядрах звезд с  газ не вырожден, ⁴He загорается спокойно, но ядра также расширяются из-за возрастания T_c. У наиболее массивных звезд загорание ⁴He происходит еще тогда, когда они являются голубыми сверхгигантами. Расширение ядра ведет к уменьшению T в области водородного слоевого источника, и светимость звезды после гелиевой вспышки падает. Для поддержания теплового равновесия оболочка сжимается, и звезда уходит из области красных сверхгигантов. Когда ⁴He в ядре истощается, снова начинается сжатие ядра и расширение оболочки, звезда опять становится красным сверхгигантом. Образуется слоевой источник горения ⁴He, который доминирует в энерговыделении. Снова возникает внешняя конвективная зона. По мере выгорания гелия и водорода толщина слоевых источников уменьшается. Тонкий слой горения гелия оказывается термически неустойчивым, т.к. при очень сильной чувствительности энерговыделения к температуре ( ) теплопроводность вещества недостаточна для того, чтобы погасить тепловые возмущения в слое горения. При тепловых вспышках в слое возникает конвекция. Если она проникает в слои, богатые водородом, то в результате медленного процесса нейтронного захвата (s-процесса) синтезируются элементы с атомными массами от ²²Ne до ²⁰⁹B.

     Давление  излучения на пыль и молекулы, образующиеся в холодных протяженных оболочках  красных сверхгигантов, приводит к  непрерывной потере вещества со скоростью  до в год. Непрерывная потеря массы может дополняться потерями, обусловленными неустойчивостью слоевого горения или пульсациями, что может привести к выбросу одной или нескольких оболочек. Когда количество вещества над углеродно-кислородным ядром становится меньшим некоторого предела, оболочка для поддержания температуры в слоях горения вынуждена сжиматься до тех пор, пока сжатие способно поддерживать горение; звезда на Герцшпрунга - Рассела диаграмме смещается почти горизонтально влево. На этом этапе неустойчивость слоев горения также может приводить к расширению оболочки и потере вещества. Пока звезда достаточно горяча, она наблюдается как ядро планетарной туманности с одной или несколькими оболочками. Когда слоевые источники смещаются к поверхности звезды настолько, что температура в них становится ниже необходимой для ядерного горения, звезда охлаждается, превращаясь в белый карлик с , излучающий за счет расхода тепловой энергии ионного компонента его вещества. Характерное время охлаждения белых карликов ~ 10₉ лет. Нижняя граница масс одиночных звезд, превращающихся в белые карлики, неясна, она оценивается в 3-6 . У звезд с электронный газ вырождается на стадии роста углеродно-кислородных (C,O) - ядер звезд. Как и в гелиевых ядрах звезд, из-за нейтринных потерь энергии происходит "конвергенция" условий в центре и к моменту загорания углерода в C,O-ядре . Загорание ₁₂C при таких условиях, скорее всего, имеет характер взрыва и приводит к полному разрушению звезды. Полного разрушения может не произойти, если . Такая плотность достижима, когда скорость роста ядра определяется аккрецией вещества спутника в тесной двойной системе.

4 Конечные стадии эволюции 

     У звезд с  могут, в принципе, в центральной области последовательно выгореть кислород, неон, магний, сера, кремний и образоваться ядро, состоящее из элементов группы железа - от Sc до Ni. Условия в центре звезды при этом таковы, что загорание каждого очередного элемента происходит, когда масса ядра звезды, состоящего из этого элемента, близка к . Звезда приобретает структуру, подобную "луковице": "железное" ядро окружено многочисленными слоями из продуктов ядерного горения на предыдущих стадиях. После образования "железного" ядра, а в некоторых случаях и раньше, происходит гравитационный коллапс - потеря звездой гидродинамической устойчивости, когда показатель адиабаты становится меньше 4/3, т.к. при этом увеличение давления, обусловленное ростом плотности, не способно остановить сжатие. Причинами понижения могут быть: захват электронов ядрами ²⁰O и ²⁴Mg в O-Ne-Mg-ядре звезд с массой 8-12 , фотодиссоциация (с большой затратой энергии) ядер железа ⁵⁶Fe=13 ⁴He + 4n у звезд с , рождение пар e⁺+e^- в C,O-ядрах звезд с . В последнем случае в ходе коллапса происходит детонация кислорода, которая приводит к полному разлету вещества звезды. В результате коллапса достигаются плотности , при которых энергетически выгодна нейтронизация вещества. Для вырожденного газа нейтронов и его давление может противостоять тяготению, если . В этом случае образуется нейтронная звезда. При коллапс неограничен и звезда превращается в черную дыру. При остановке коллапса у границы нейтронной звезды возникает ударная волна, которая, распространяясь наружу, вызывает сброс оболочки.

     Целый комплекс процессов, сопровождающих термоядерные взрывы в ядрах и гравитационный коллапс, еще не до конца ясен и  требует дальнейшего изучения. Это - кинетика ядерных реакций и догорание  остатков ядерного топлива, которое  в принципе может остановить коллапс, перенос энергии, нейтринные процессы, роль магнитных процессов и вращения, механизмы передачи энергии от ядра к оболочке. Тем не менее, можно утверждать, что явления, сопровождающие взрывное горение ¹²C и гравитационный коллапс массивных звезд, при которых выделяется энергия ~ 10⁵¹ эрг в виде излучения и кинетической энергии сброшенной оболочки и ~ (10⁵³-10⁵⁴) эрг в виде нейтрино и антинейтрино, удовлетворительно объясняют наблюдаемые вспышки сверхновых II типа. Продукты взрыва - молодые нейтронные звезды, излучающие за счет кинетической энергии вращения, в течение первых 10⁵-10⁶ лет своего существования наблюдаются как пульсары. Статистические оценки численности пульсаров указывают на то, что в них превращаются все звезды с , это грубо согласуется с предсказаниями теории и с наблюдаемым числом сверхновых звезд.

     Причина вспышек сверхновых I типа, которые  происходят в звездных системах, где  в настоящее время заканчивают  эволюцию старые объекты с  , все еще до конца не ясна.

     При взрывах сверхновых происходит синтез тяжелых элементов, которые затем  выбрасываются в межзвездное  пространство вместе с элементами, синтезированными в ходе предшествующей эволюции. Это определяет важнейшее  космологическое значение сверхновых звезд.

     В ходе эволюции в оболочке звезды могут  возникнуть условия, при которых  зона частичной двукратной ионизации  гелия способна при сжатии звезды поглощать энергию (она идет на ионизацию), а при расширении - высвобождать ее, поддерживая пульсации. Границы  области, в которой действует  этот механизм, определяют на Герцшпрунга - Рассела диаграмме полосу нестабильности, в которую попадают многие типы пульсирующих звезд: цефеиды, звезды типа Щита, RR Лиры и др. Аналогичным образом зона неполной ионизации водорода может, вероятно, поддерживать неустойчивость долгопериодических переменных типа Миры Кита.

Заключение 

    За  период немногим более двух столетий представление о звёздах изменилось кардинально. Из непостижимо далёких  и равнодушных светящих точек на небе они превратились в предмет всестороннего физического исследования.