Эволюция массивных звезд. Рождение и эволюция звезд: гигантская фабрика Вселенной

25 ближайших звезд mV - визуальная звездная величина; r - расстояние до звезды, пк; L - светимость (мощность излучения) звезды, выражена в единицах светимости Солнца (3,86–1026

Виды звезд В сравнении с другими звездами во Вселенной Солнце является звездой-карликом и относится к категории нормальных звезд, в недрах которых происходит превращение водорода в гелий. Так или иначе, но виды звезд примерно описывают жизненный цикл одной отдельно

"ЖИЗНЕННЫЙ МИР" (Lebenswelt) - одно из центральных понятий поздней феноменологии Гуссерля, сформулированное им в результате преодоления узкого горизонта строго феноменологического метода за счет обращения к проблемам мировых связей сознания. Такое включение "мировой"

Жизненный цикл вируса Каждый вирус проникает в клетку своим, только ему свойственным путем. Проникнув, он должен прежде всего снять верхнюю одежду, чтобы обнажить, хотя бы частично, свою нуклеиновую кислоту и начать ее копирование.Работа вируса хорошо организована.

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.

Звёздная эволюция в астрономии – последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. в течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см 3 . Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см 3 . Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000–10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью.

Пока облако свободно обращается вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нём могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают гравитационный коллапс облака. Один из сценариев, приводящих к этому – столкновение двух облаков. Другим событием, вызывающим коллапс, может быть прохождение облака через плотный рукав спиральной галактики. Также критическим фактором может стать взрыв близлежащей сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения. В общем, любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут запустить процесс звездообразования.

любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут запустить процесс звездообразования.

В ходе протекания этого процесса неоднородности молекулярного облака будут сжиматься под действием собственного тяготения и постепенно принимать форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает.

Когда температура в центре достигает 15–20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой.

Последующие стадии эволюции звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце эволюции звезды свою роль может сыграть ее химический состав.

Первая стадия жизни звезды подобна солнечной – в ней доминируют реакции водородного цикла.

В таком состоянии она пребывает бо́льшую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Расселла , пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на периферии ядра.

Маленькие и холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности десятки миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты сходят с главной последовательности уже через несколько десятков миллионов (а некоторые спустя всего несколько миллионов) лет после формирования.

В настоящее время достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода в их недрах. Поскольку возраст вселенной составляет 13,8 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в таких звёздах, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.

Согласно теоретическим представлениям, некоторые из легких звезд, теряя свое вещество (звездный ветер), будут постепенно испаряться, становясь все меньше и меньше. Другие – красные карлики, будут медленно остывать миллиарды лет, продолжая слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.

Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет.

Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность.

Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность.

Без давления, возникавшего в ходе термоядерных реакций и уравновешивавшего внутреннюю гравитацию, звезда снова начинает сжиматься, как уже было ранее в процессе её формирования.

Температура и давление снова растут, но, в отличие от стадии протозвезды, до гораздо более высокого уровня.

Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия, в ходе которых происходит превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий – в углерод, углерод – в кислород, кислород – в кремний, и наконец – кремний в железо).

Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия

Возобновившееся на новом уровне термоядерное «горение» вещества становится причиной чудовищного расширения звезды. Звезда «распухает», становясь очень «рыхлой», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз.

Звезда становится красным гигантом, а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет.

То, что происходит далее также зависит от массы звезды.

У звезд средней величины реакция термоядерного сжигания гелия может приводить к взрывному сбросу внешних слоев звезды с образованием из них планетарной туманности . Ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, остывая, превращается в гелиевый белый карлик , как правило, имеющий массу до 0,5-0,6 Солнечных масс и диаметр порядка диаметра Земли.

Для массивных и сверхмассивных звезд (с массой от пяти Солнечных масс и более) происходящие в их ядре процессы по мере нарастания гравитационного сжатия приводят к взрыву сверхновой звезды с выделением огромной энергии. Взрыв сопровождается выбросом значительной массы вещества звезды в межзвёздное пространство. Это вещество в дальнейшем участвует в образовании новых звёзд, планет или спутников. Именно благодаря сверхновым Вселенная в целом и каждая галактика в частности, химически эволюционирует. Оставшееся после взрыва ядро звезды может закончить свою эволюцию как нейтронная звезда (пульсар), если масса звезды на поздних стадиях превышает предел Чандрасекара (1,44 Солнечной массы), либо как чёрная дыра , если масса звезды превышает предел Оппенгеймера – Волкова (оценочные значения 2,5-3 Солнечных масс).

Процесс звездной эволюции во Вселенной непрерывен и цикличен – угасают старые звезды, на смену им зажигаются новые.

По современным научным представлениям, из звездного вещества образовались элементы, необходимые для возникновения планет и жизни на Земле. Хотя единой общепринятой точки зрения на то, как возникла жизнь, пока нет.

Эволюция Звёзд Разной Массы

Астрономы не могут наблюдать жизнь одной звезды от начала до конца, потому что даже самые короткоживущие звезды существуют миллионы лет - дольше жизни всего человечества. Изменение со временем физических характеристик и химического состава звезд, т.е. звездную эволюцию, астрономы изучают на основе сопоставления характеристик множества звезд, находящихся на разных стадиях эволюции.

Физические закономерности, связывающие наблюдаемые характеристики звезд, отражаются на диаграмме цвет-светимость - диаграмме Герцшпрунга - Ресселла, на которой звезды образуют отдельные группировки - последовательности: главную последовательность звезд, последовательности сверхгигантов, ярких и слабых гигантов, субгигантов, субкарликов и белых карликов.

Большую часть своей жизни любая звезда находится на так называемой главной последовательности диаграммы цвет-светимость. Все остальные стадии эволюции звезды до образования компактного остатка занимают не более 10% от этого времени. Именно поэтому большинство звезд, наблюдаемых в нашей Галактике, - скромные красные карлики с массой Солнца или меньше. Главная последовательность включает в себя около 90% всех наблюдаемых звезд.

Срок жизни звезды и то, во что она превращается в конце жизненного пути, полностью определяется ее массой. Звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд - всего миллионы лет. Для подавляющего большинства звезд время жизни - около 15 млрд. лет. После того как звезда исчерпает свои источники энергии она начинает остывать и сжиматься. Конечным продуктом эволюции звезд являются компактные массивные объекты, плотность которых во много раз больше, чем у обычных звезд.

Звезды разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды (гравитационный коллапс) прекращается. Она переходит в устойчивое состояние белого карлика. Если масса превышает критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов и имеет такую громадную плотность, что огромная звездная масса сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатие останавливается - образуется нейтронная звезда. Если же масса звезды будет настолько велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса, то конечным этапом эволюции звезды будет черная дыра.