Жизнь и время звезд. Что происходит при гибели звезды

Наше Солнце светит уже более 4,5 млрд. лет. При этом оно постоянно расходует водород. Абсолютно ясно, что как бы не велики были его запасы, но когда-то они будут исчерпаны. И что же произойдёт со светилом? На этот вопрос есть ответ. Жизненный цикл звезды можно изучить по другим аналогичным космическим образованиям. Ведь в космосе существуют настоящие патриархи, возраст которых составляет 9-10 млрд. лет. А есть совсем юные звёздочки. Им от роду не более нескольких десятков млн. лет.

Следовательно, наблюдая за состояние различных звёзд, которыми "усыпана" Вселенная, можно понять, как они себя ведут с течением времени. Здесь можно провести аналогию с наблюдателем-инопланетянином. Он прилетел на Землю и стал изучать людей: детей, взрослых, стариков. Таким образом, за совсем короткий период времени он понял, какие изменения происходят с людьми в течение жизни.

В настоящее время Солнце является жёлтым карликом - 1
Пройдут миллиарды лет, и оно станет красным гигантом - 2
А затем превратится в белого карлика - 3

Поэтому можно со всей уверенностью сказать, что когда запасы водорода в центральной части Солнца будут исчерпаны, термоядерная реакция не прекратится . Зона, где будет продолжаться этот процесс, начнёт сдвигаться к поверхности нашего светила. Но при этом силы гравитации уже не смогут влиять на давление, которое образуется в результате термоядерной реакции.

Как следствие, звезда начнёт разрастаться в размерах и постепенно превратится в красного гиганта . Это космический объект поздней стадии эволюции. Но таковым же он бывает и на ранней стадии во время звёздообразования. Только во втором случае красный гигант сжимается и превращается в звезду главной последовательности . То есть в такую, в которой идёт реакция синтеза гелия из водорода. Одним словом, с чего жизненный цикл звезды начинается, тем и заканчивается.

Наше Солнце увеличится в размерах настолько, что поглотит ближайшие планеты. Это Меркурий , Венера и Земля . Но не надо пугаться. Умирать светило начнёт через несколько млрд. лет. За это время сменятся десятки, а может и сотни цивилизаций. Человек ещё не раз возьмёт в руки дубину, а по прошествию тысячелетий опять сядет за компьютер. Это обычная цикличность, на которой базируется вся Вселенная.

Но превращение в красного гиганта ещё не означает конец. Термоядерная реакция будет отбрасывать в космос внешнюю оболочку. А в центре будет оставаться лишённое энергии гелиевое ядро. Под действием сил тяготения оно будет сжиматься и, в конце концов, превратится в чрезвычайно плотное с большой массой космическое образование. Такие остатки потухших и медленно остывающих звёзд называются белыми карликами .

У нашего белого карлика радиус будет в 100 раз меньше радиуса Солнца, а светимость уменьшится в 10 тыс. раз. При этом масса будет сравнимой с нынешней солнечной, а плотность будет больше в миллион раз. Таких белых карликов в нашей Галактике очень много. Их численность составляет 10% от общего числа звёзд.

Надо отметить, что белые карлики бывают водородными и гелиевыми. Но мы не будем лезть в дебри, а только заметим, что при сильном сжатии может наступить гравитационный коллапс. А это чревато колоссальным взрывом. При этом наблюдается вспышка сверхновой звезды. Термин "сверхновый" характеризует не возраст, а яркость вспышки. Просто белого карлика долго не было видно в космической бездне, и вдруг появилось яркое свечение.

Большая часть взорвавшейся сверхновой звезды разлетается в пространстве с огромной скоростью. А оставшаяся центральная часть сжимается в ещё более плотное образование и называется нейтронной звездой . Это конечный продукт звёздной эволюции. Его масса сравнима с солнечной, а радиус достигает всего лишь нескольких десятков км. Один куб. см нейтронной звезды может весить миллионы тонн. В космосе таких образований довольно много. Их количество примерно в тысячу раз меньше обычных солнц, которыми усыпано ночное небо Земли.

Надо сказать, что жизненный цикл звезды напрямую связан с её массой. Если она соответствует массе нашего Солнца или меньше её, то в конце жизни появляется белый карлик. Однако существуют светила, которые в десятки и сотни раз больше Солнца.

Когда такие гиганты сжимаются в процессе старения, то они так искажают пространство и время, что вместо белого карлика появляется чёрная дыра . Её гравитационное притяжение так велико, что его не могут преодолеть даже те объекты, которые движутся со скоростью света. Размеры дыры характеризует гравитационный радиус . Это радиус сферы, ограниченной горизонтом событий . Он представляет собой пространственно-временной предел. Любое космическое тело, преодолев его, исчезает навсегда и никогда не возвращается обратно.

О чёрных дырах существует много теорий. Все они базируются на теории гравитации, так как именно гравитация является одной из важнейших сил Вселенной. А основное её качество - универсальность . По-крайней мере, в наши дни не обнаружено ни одного космического объекта, у которого бы отсутствовало гравитационное взаимодействие.

Есть предположение, что через чёрную дыру можно попасть в параллельный мир. То есть это канал в другое измерение. Всё возможно, но любое утверждение требует практических доказательств. Однако пока ещё никто из смертных не смог осуществить подобный эксперимент.

Таким образом, жизненный цикл звезды состоит из нескольких стадий. В каждой из них светило выступает в определённом качестве, которое кардинально отличается от предыдущих и будущих. В этом и заключается неповторимость и таинственность космического пространства. Знакомясь с ним, невольно начинаешь думать, что человек тоже проходит несколько стадий в своём развитии. А та оболочка, в которой мы существуем сейчас, является лишь переходным этапом к какому-то иному состоянию. Но это умозаключение опять же требует практического подтверждения .

Вполне естественно, что звёзды – не живые существа, но и они проходят через эволюционные этапы, сходные с рождением, жизнью и смертью. Подобно человеку, звезда на протяжении своей жизни подвергается радикальным изменениям. Но надо отметить, живут они явно подольше – миллионы и даже миллиарды земных лет.

Как рождаются звезды? Изначально, вернее после Большого Взрыва, материя во Вселенной была распределена неравномерно. Звезды начали образовываться в туманностях – гигантских облаках межзвездной пыли и газов, в основном водорода. На эту материю воздействует гравитация, и происходит сжатие части туманности. Тогда образуются круглые и плотные газопылевых облака – глобулы Бока. По мере того, как такая глобула продолжает сгущаться, её масса увеличивается за счет притяжения к себе материи из туманности. Во внутренней части глобулы сила гравитации наиболее сильна, и она начинает разогреваться и вращаться. Это – уже протозвезда. Атомы водорода начинают бомбардировать друг друга и вырабатывают тем самым большое количество энергии. В конце концов температура центральной части достигает температуры порядка пятнадцати миллионов градусов Цельсия, формируется ядро новой звезды. Новорожденная вспыхивает, начинает гореть и светиться. Как долго это будет продолжаться, зависит от того, какова была масса родившейся звезды. То, что я рассказывал на прошлой нашей встрече. Чем масса больше, тем жизнь звезды короче.
Кстати говоря, именно от массы зависит, сможет ли протозвезда стать звездой. Согласно расчетам, для того, чтобы это сжимающееся небесное тело превратилось в звезду, его масса должна быть не менее 8% от массы Солнца. Глобула меньших размеров, сгущаясь, будет постепенно охлаждаться и превратится в переходный объект, нечто среднее между звездой и планетой. Такие объекты называются коричневыми карликами.

Планета Юпитер, например, слишком мала для того, чтобы стать звездой. Если бы Юпитер был массивней, возможно, в его недрах начались бы термоядерные реакции, и наша Солнечная система была бы системой двойной звезды. Но это всё лирика…

Итак, основной этап жизни звезды. Большую часть своего существования звезда находится в равновесном состоянии. Сила гравитации стремится сжать звезду, а энергия, высвобожденная в результате протекающих в звезде термоядерных реакций, вынуждает звезду расширятся. Эти две силы создают устойчивое положения равновесия – настолько устойчивое, что звезда так живёт миллионы и миллиарды лет. Эта фаза жизни звезды обеспечивает ей место в главной последовательности. -

Просияв миллионы лет, крупная звезда, то есть звезда по меньшей мере вшестеро тяжелее Солнца, - начинает выгорать. Когда в ядре заканчивается водород, звезда расширяется и охлаждается, превращаясь в красный сверхгигант. Затем этот сверхгигант будет сжиматься, пока наконец не взорвется чудовищной и драматической сверкающей вспышкой, получившей название сверхновой звезды. Тут надо отметить, что очень массивные голубые сверхгиганты минуют стадию превращения в красный сверхгигант и куда быстрее взрываются сверхновой.
Если оставшееся ядро сверхновой мало, то начинается его катастрофическое сжатие (гравитационный коллапс) в очень плотную нейтронную звезду, а если оно достаточно большое, то будет сжиматься ещё сильнее, образуя чёрную дыру.

Несколько иная кончина у обычной звезды. Такая звезда живёт дольше и умирает более спокойной смертью. Солнце, например, будет гореть ещё пять миллиардов лет, прежде чем в его ядре иссякнет водород. Его внешние слои затем станут расширяться и охлаждаться; образуется красный гигант. В таком виде звезда может просуществовать порядка 100 миллионов лет на гелии, образовавшемся за время жизни в её ядре. Но и гелий выгорает. В довершении всего внешние слои отнесет прочь – они образуют планетарную туманность, а из ядра сожмётся плотный белый карлик. Хотя белый карлик достаточно горяч, в конце концов и он охладится, превратившись в мёртвую звезду, которую называют чёрным карликом.

Термоядерный синтез в недрах звёзд

В это время для звёзд массой больше, чем 0.8 масс Солнца, ядро становится прозрачным для излучения, и возобладает лучистый перенос энергии в ядре, а наверху оболочка остается конвективной. Какими прибывают на главную последовательность звёзды меньшей массы, достоверно никто не знает, так как время нахождения этих звёзд в разряде молодых превышает возраст Вселенной. Все наши представления об эволюции этих звёзд держатся на численных расчетах.

По мере сжатия звезды, начинает увеличиваться давление вырожденного электронного газа и на каком-то радиусе звезды это давление останавливает рост центральной температуры, а затем начинает ее понижать. И для звёзд меньше 0.08 это оказывается фатальным: выделяющейся энергии в ходе ядерных реакций никогда не хватит, чтобы покрыть расходы на излучение. Такие недо-звёзды получили название коричневые карлики , и их судьба - это постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, а затем - постепенное остывание с остановкой всех ядерных реакций.

Молодые звёзды промежуточной массы

Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 массы Солнца) качественно эволюционируют точно так же, как и их меньшие сестры, за тем исключением, что в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.

Объекты этого типа ассоциируются с т. н. звёздами Ae\Be Хербита неправильными переменными спектрального типа B-F5. У них также наблюдаются диски биполярные джеты. Скорость истечения, светимость и эффективная температура существенно больше, чем для τ Тельца , поэтому они эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного облака.

Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс

На самом деле это уже нормальные звёзды. Пока накапливалась масса гидростатического ядра, звезда успела проскочить все промежуточные стадии и разогреть ядерные реакции до такой степени, чтоб они компенсировали потери на излучение. У данных звёзд истечения массы и светимость настолько велика, что не просто останавливает коллапсирование оставшихся внешних областей, но толкает их обратно. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд больше чем 100-200 массы Солнца.

Середина жизненного цикла звезды

Среди сформировавшихся звёзд встречается огромное многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе - от 0,08 до более чем 200 солнечных масс. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется массой. Все, новые звезды «занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе. Речь не идёт о физическом перемещении звезды - только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. То есть, речь идёт, фактически, лишь об изменении параметров звезды.

То, что происходит в дальнейшем, вновь зависит от массы звезды.

Поздние годы и гибель звёзд

Старые звёзды с малой массой

На сегодняшний день достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода. Поскольку возраст вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.

Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных участках, что вызывает нестабильность и сильные солнечные ветры . В этом случае образования планетарной туманности не происходит, а звезда лишь испаряется, становясь даже меньше чем коричневый карлик .

Но звезда с массой менее 0,5 солнечной никогда не будет в состоянии синтезировать гелий даже после того, как в ядре прекратятся реакции с участием водорода. Звёздная оболочка у них недостаточно массивна, чтобы преодолеть давление, производимое ядром. К таким звёздам относятся красные карлики (такие как Проксима Центавра), срок пребывания которых на главной последовательности составляет сотни миллиардов лет. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра .

Звёзды среднего размера

При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта , её внешние слои продолжают расширяться, ядро сжиматься, и начинаются реакции синтеза углерода из гелия . Синтез высвобождает много энергии, давая звезде временную отсрочку. Для звезды по размеру схожей с Солнцем, этот процесс может занять около миллиарда лет.

Изменения в величине испускаемой энергии заставляют звезду пройти через периоды нестабильности, включающие в себя перемены в размере, температуре поверхности и выпуске энергии. Выпуск энергии смещается в сторону низкочастотного излучения. Все это сопровождается нарастающей потерей массы вследствие сильных солнечных ветров и интенсивных пульсаций. Звёзды, находящиеся в этой фазе, получили название звёзд позднего типа , OH -IR звёзд или Мира-подобных звёзд, в зависимости от их точных характеристик. Выбрасываемый газ относительно богат тяжёлыми элементами, производимыми в недрах звезды, такими как кислород и углерод . Газ образует расширяющуюся оболочку и охлаждается по мере удаления от звезды, делая возможным образование частиц пыли и молекул. При сильном инфракрасном излучении центральной звезды в таких оболочках формируются идеальные условия для активизации мазеров .

Реакции сжигания гелия очень чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают сильнейшие пульсации, которые в конечном итоге сообщают внешним слоям достаточно кинетической энергии , чтобы быть выброшенными и превратиться в планетарную туманность . В центре туманности остаётся ядро звезды, которое, остывая, превращается в гелиевый белый карлик , как правило, имеющий массу до 0,5-0,6 солнечных и диаметр порядка диаметра Земли .

Белые карлики

Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию . В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды , звезду называют белым карликом . Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.

У звезд более массивных, чем Солнце , давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны , упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 100 млн раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой ; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества.

Сверхмассивные звёзды

После того, как внешние слои звезды, с массой большей чем пять солнечных, разлетелись образовав красный сверхгигант , ядро вследствие сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия увеличиваются температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются тяжёлые элементы, что временно сдерживает коллапс ядра.

В конечном итоге, по мере образования всё более тяжёлых элементов периодической системы , из кремния синтезируется железо -56. Вплоть до этого момента синтез элементов высвобождал большое количество энергии, однако именно ядро железа -56 обладает максимальным дефектом массы и образование более тяжёлых ядер невыгодно. Поэтому когда железное ядро звезды достигает определённой величины, то давление в нём уже не в состоянии противостоять колоссальной силе гравитации, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества.

То что происходит в дальнейшем, не до конца ясно. Но что бы это ни было, это в считанные секунды приводит к взрыву сверхновой звезды невероятной силы.

Сопутствующий этому всплеск нейтрино провоцирует ударную волну . Сильные струи нейтрино и вращающееся магнитное поле выталкивают большую часть накопленного звездой материала - так называемые рассадочные элементы, включая железо и более лёгкие элементы. Разлетающаяся материя бомбардируется вырываемыми из ядра нейтронами, захватывая их и тем самым создавая набор элементов тяжелее железа, включая радиоактивные, вплоть до урана (а возможно, даже до калифорния). Таким образом, взрывы сверхновых объясняют наличие в межзвёздном веществе элементов тяжелее железа.

Взрывная волна и струи нейтрино уносят материал прочь от умирающей звезды в межзвёздное пространство. В последующем, перемещаясь по космосу, этот материал сверхновой может столкнуться с другим космическим мусором, и возможно, участвовать в образовании новых звёзд, планет или спутников.

Процессы, протекающие при образовании сверхновой, до сих пор изучаются, и пока в этом вопросе нет ясности. Также стоит под вопросом, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта:

Нейтронные звёзды

Известно, что в некоторых сверхновых сильная гравитация в недрах сверхгиганта заставляет электроны упасть на атомное ядро, где они, сливаясь с протонами , образуют нейтроны . Электромагнитные силы, разделяющие близлежащие ядра, исчезают. Ядро звезды теперь представляет собой плотный шар из атомных ядер и отдельных нейтронов.

Такие звёзды, известные, как нейтронные звёзды, чрезвычайно малы - не более размера крупного города, и имеют невообразимо высокую плотность. Период их обращения становится чрезвычайно мал по мере уменьшения размера звезды (благодаря сохранению момента импульса). Некоторые совершают 600 оборотов в секунду. Когда ось, соединяющая северный и южный магнитный полюса этой быстро вращающейся звезды, указывает на Землю, можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звезды получили название «пульсары », и стали первыми открытыми нейтронными звёздами.

Чёрные дыры

Далеко не все сверхновые становятся нейтронными звёздами. Если звезда обладает достаточно большой массой, то коллапс звезды продолжится и сами нейтроны начнут обрушиваться внутрь, пока её радиус не станет меньше Шварцшильдовского . После этого звезда становится чёрной дырой.

Существование чёрных дыр было предсказано общей теорией относительности . Согласно ОТО материя и информация не может покидать чёрную дыру ни при каких условиях. Тем не менее, квантовая механика делает возможным исключения из этого правила.

Остаётся ряд открытых вопросов. Главный среди них: «А есть ли черные дыры вообще?» Ведь чтобы сказать точно, что данный объект это черная дыра необходимо наблюдать его горизонт событий. Все попытки это сделать оканчивались провалом. Но надежда пока есть, так как некоторые объекты нельзя объяснить без привлечения аккреции , причем аккреции на объект без твердой поверхности, но само существование черных дыр это не доказывает.

Также открыты вопросы: возможен ли коллапс звезды непосредственно в чёрную дыру, минуя сверхновую? Существуют ли сверхновые, которые впоследствии станут чёрными дырами? Каково точное влияние изначальной массы звезды на формирование объектов в конце её жизненного цикла?

Примечания

См. также

Ссылки

• Эволюция звёзд (Физическая энциклопедия)

Wikimedia Foundation . 2010 .

Смотреть что такое "Эволюция звёзд" в других словарях:

- (от лат. evolutio развёртывание), в широком смысле синоним развития; процессы изменения (лреим. необратимого), протекающие в живой и неживой природе, а также в социальных системах. Э. может вести к усложнению, дифференциации, повышению… … Философская энциклопедия

Занимает точку в правом верхнем углу: у неё большая светимость и низкая температура. Основное излучение происходит в инфракрасном диапазоне. До нас доходит излучение холодной пылевой оболочки. В процессе эволюции положение звезды на диаграмме будет меняться. Единственным источником энергии на этом этапе служит гравитационное сжатие . Поэтому звезда достаточно быстро перемещается параллельно оси ординат.

Температура поверхности не меняется, а радиус и свети-мость уменьшаются. Температура в центре звезды повышает-ся, достигая величины, при которой начинаются реакции с лёгкими элементами: литием, бериллием, бором, которые быстро выгорают, но успевают замедлить сжатие. Трек пово-рачивается параллельно оси ординат, температура на поверх-ности звезды повышается, светимость остаётся практически постоянной. Наконец, в центре звезды начинаются реакции образования гелия из водорода (горение водорода). Звезда выходит на главную последовательность.

Продолжительность начальной стадии определяется массой звезды. Для звёзд ти-па Солнца она около 1 млн лет, для звезды массой 10 M ☉ примерно в 1000 раз меньше, а для звезды массой 0,1 M ☉ в тысячи раз больше.

Молодые звёзды малой массы

В начале эволюции звезда малой массы имеет лучистое яд-ро и конвективную оболочку (рис. 82, I).

На стадии главной по-следовательности звезда светит за счёт выделения энергии в ядерных реакциях превращения водорода в гелий. Запас во-дорода обеспечивает светимость звезды массой 1 M ☉ пример-но в течение 10 10 лет. Звезды большей массы расходуют водо-род быстрее: так, звезда массой в 10 M ☉ израсходует водород менее чем за 10 7 лет (светимость пропорциональна четвертой степени массы).

Звёзды малой массы

По мере выгорания водорода центральные области звезды сильно сжимаются.

Звёзды большой массы

После выхода на глав-ную последовательность эволюция звезды большой массы (>1,5 M ☉) определяется условиями горения ядерного горюче-го в недрах звезды. На стадии главной последовательности это — горение водорода, но в отличие от звёзд малой массы в ядре доминируют реакции углеродно-азотного цикла. В этом цикле атомы C и N играют роль катализаторов. Скорость вы-деления энергии в реакциях такого цикла пропорциональна T 17 . Поэтому в ядре образуется конвективное ядро, окружён-ное зоной, в которой перенос энергии осуществляется излуче-нием.

Светимость звёзд большой массы намного превышает све-тимость Солнца, и водород расходуется значительно быстрее. Связано это и с тем, что температура в центре таких звёзд то-же намного выше.

По мере уменьшения доли водорода в веществе конвектив-ного ядра темп выделения энергии уменьшается. Но посколь-ку темп выделения определяется светимостью, ядро начинает сжиматься, и темп выделения энергии остаётся постоянным. Звезда же при этом расширяется и переходит в область крас-ных гигантов.

Звёзды малой массы

К моменту полного выгорания водорода в центре звезды малой масс обра-зуется небольшое гелиевое ядро. В ядре плотность вещества и температура достигают значений 10 9 кг/м и 10 8 K соответственно. Горение водорода происходит на поверхности ядра. Поскольку температура в ядре повышается, темп выгорания водорода увеличивается, увеличивается светимость. Лучистая зона постепенно исчезает. А из-за увеличения скорости кон-вективных потоков внешние слои звезды раздуваются. Разме-ры и светимость её возрастают — звезда превращается в крас-ный гигант (рис. 82, II).

Звёзды большой массы

Когда водород у звезды большой массы полностью исчерпывается, в ядре на-чинает идти тройная гелиевая реакция и одновременно реак-ция образования кислорода (3He=>C и C+He=>0). В то же время на поверхности гелие-вого ядра начинает гореть во-дород. Появляется первый слоевой источник.

Запас гелия исчерпывается очень быстро, так как в опи-санных реакциях в каждом элементарном акте выделяет-ся сравнительно немного энер-гии. Картина повторяется, и в звезде появляются уже два слоевых источника, а в ядре начинается реакция C+C=>Mg.

Эволюционный трек при этом оказывается очень слож-ным (рис. 84). На диаграмме Герцшпрунга—Ресселла звезда перемещается вдоль после-довательности гигантов или (при очень большой массе в области сверхгигантов) пери-одически становится цефеи-дой .

Старые звёзды малой массы

У звезды малой массы, в конце концов, скорость конвективного потока на каком-то уровне достигает второй космической скорости, оболочка отрывается, и звезда превращается в белый карлик, окружённый планетарной туманностью .

Эволюционный трек звезды малой массы на диаграмме Герцшпрунга — Рассела показан на рисунке 83.

Гибель звёзд большой массы

В конце эволюции звезда боль-шой массы имеет очень слож-ное строение. В каждом слое свой химический состав, в не-скольких слоевых источниках протекают ядерные реакции, а в центре образуется желез-ное ядро (рис. 85).

Ядерные реакции с желе-зом не протекают, так как они требуют затраты (а не выде-ления) энергии. Поэтому же-лезное ядро быстро сжимает-ся, температура и плотность в нем увеличиваются, достигая фантастических величин — температуры 10 9 K и давления 10 9 кг/м 3 . Материал с сайта

В этот момент начинаются два важнейших процес-са, идущие в ядре одновременно и очень быстро (по-видимому, за минуты). Первый заключается в том, что при столкно-вениях ядер атомы железа распадаются на 14 атомов гелия, второй — в том, что электроны «вдавливаются» в протоны, образуя нейтроны. Оба процесса связаны с поглощением энер-гии, и температура в ядре (также и давление) мгновенно па-дает. Внешние слои звезды начинают падение к центру.

Падение внешних слоёв приводит к резкому повышению температуры в них. Начинают гореть водород, гелий, углерод. Это сопровождается мощным потоком нейтронов, который идёт из центрального ядра. В результате происходит мощнейший ядерный взрыв, сбрасывающий внешние слои звезды, уже со-держащие все тяжёлые элементы, вплоть до калифорния. По современным воззрениям все атомы тяжёлых химических эле-ментов (т. е. более тяжёлых, чем гелий) образовались во Все-ленной именно во вспышках

Если где-то во Вселенной накапливается достаточно вещества, оно сжимается в плотный комок, в котором начинается термоядерная реакция. Так зажигаются звёзды. Первые вспыхнули во тьме юной Вселенной 13,7 миллиардов (13,7*10 9) лет назад, а наше Солнце — всего каких-то 4,5 миллиарда лет назад. Срок жизни звезды и процессы, происходящие в конце этого срока, зависят от массы звезды.

Пока в звезде продолжается термоядерная реакция превращения водорода в гелий, она находится на главной последовательности . Время нахождения звезды на главной последовательности зависит от массы: самые большие и тяжёлые быстро доходят до стадии красного гиганта, а затем сходят с главной последовательности в результате взрыва сверхновой или образования белого карлика.

Судьба гигантов

Самые большие и массивные звёзды сгорают быстро и взрываются сверхновыми. После взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра, а вокруг них — материя, выброшенная колоссальной энергией взрыва, которая после становится материалом для новых звёзд. Из наших ближайших звёздных соседей такая судьба ждёт, например, Бетельгейзе , однако когда она взорвётся, подсчитать невозможно.

Туманность, образовавшаяся в результате выброса материи при взрыве сверхновой. В центре туманности — нейтронная звезда.

Нейтронная звезда — это страшный физический феномен. Ядро взорвавшейся звезды сжимается — примерно так же, как газ в двигателе внутреннего сгорания, только в очень большом и эффективном: шар диаметром в сотни тысяч километров превращается в шарик от 10 до 20 километров в поперечнике. Сила сжатия так велика, что электроны падают на атомные ядра, образуя нейтроны — отсюда название.

NASA Нейтронная звезда (видение художника)

Плотность материи при таком сжатии вырастает примерно на 15 порядков, а температура поднимается до непредставимых 10 12 К в центре нейтронной звезды и 1 000 000 К на периферии. Часть этой энергии излучается в форме фотонного излучения, часть уносят с собой нейтрино, образующииеся в ядре нейтронной звезды. Но даже за счёт очень эффективного нейтринного охлаждения нейтронная звезда остывает очень медленно: для полного исчерпания энергии требуется 10 16 или даже 10 22 лет. Что останется на месте остывшей нейтронной звезды, сказать сложно, а пронаблюдать — невозможно: мир слишком для этого слишком молод. Существует предположение о том, что на месте остывшей звезды опять-таки образуется чёрная дыра.

Черные дыры возникают в результате гравитационного коллапса очень массивных объектов — например, при взрывах сверхновых. Возможно, через триллионы лет в чёрные дыры превратятся остывшие нейтронные звёзды.

Участь звёзд средних масштабов

Другие, менее массивные звёзды дольше, чем самые большие, остаются на главной последовательности, зато, сойдя с неё, умирают гораздо быстрее, чем их нейтронные родственники. Больше 99% звёзд во Вселенной никогда взорвутся и не превратятся ни в черные дыры, ни в нейтронные звёзды — их ядра слишком малы для таких космических драм. Вместо этого звёзды средней массы в конце жизни превращаются в красные гиганты, которые, в зависимости от массы, превращаются в белые карлики, взрываются, полностью рассеиваясь, или становятся нейтронными звёздами.

Белые карлики составляют сейчас от 3 до 10% звёздного населения Вселенной. Их температура очень велика — более 20 000 К, более чем втрое больше, чем температура поверхности Солнца — но всё-таки меньше, чем у нейтронных звёзд, и благодаря более низкой температуре и большей площади белые карлики остывают быстрее — за 10 14 — 10 15 лет. Это означает, что в ближайшие 10 триллионов лет — когда Вселенная станет в тысячу раз старше, чем сейчас, — во вселенной появится новый тип объекта: чёрный карлик, продукт остывания белого карлика.

Пока черных карликов в космосе нет. Даже самые старые остывающие звёзды на сегодняшний день потеряли максимум 0,2% своей энергии; для белого карлика с температурой в 20 000 К это означает остывание до 19 960 K.

Для самых маленьких

О том, что происходит, когда остывают самые маленькие звёзды — такие, как наш ближайший сосед, красный карлик Проксима Центавра, науке известно ещё меньше, чем о сверхновых и чёрных карликах. Термоядерный синтез в их ядрах идёт медленно, и на главной последовательности они остаются дольше остальных — по некоторым расчётам, до 10 12 лет, а после, предположительно, продолжат жизнь как белые карлики, то есть будут сиять еще 10 14 — 10 15 лет до превращения в чёрный карлик.