Что такое эволюция звезд. На тему «Звёзды и их эволюция. То, что происходит далее также зависит от массы звезды

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.

Каждый из нас хотя бы раз в жизни смотрел в звездное небо. Кто-то смотрел на эту красоту, испытывая романтические чувства, другой пытался понять, откуда берется вся эта красота. Жизнь в космосе, в отличие от жизни на нашей планете, течет на другой скорости. Время в космическом пространстве живет своими категориями, расстояния и размеры во Вселенной колоссальны. Мы редко задумываемся над тем, что на наших глазах постоянно происходит эволюция галактик и звезд. Каждый объект в бескрайнем космосе является следствием определенным физических процессов. У галактик, у звезд и даже у планет имеются основные фазы развития.

Наша планета и мы все зависим от нашего светила. Как долго Солнце будет радовать нас своим теплом, вдыхая жизнь в Солнечную систему? Что ждет нас в будущем через миллионы и миллиарды лет? В связи с этим, любопытно больше узнать о том, каковы этапы эволюции астрономических объектов, откуда берутся звезды и чем оканчивается жизнь этих чудесных светил в ночном небе.

Происхождение, рождение и эволюция звезд

Эволюция звезд и планет, населяющих нашу галактику Млечный Путь и всю Вселенную, большей частью неплохо изучена. В космосе незыблемо действуют законы физики, которые помогают понять происхождение космических объектов. Опираться в данном случае принято на теорию Большого Взрыва, которая сейчас является доминирующей доктриной о процессе происхождения Вселенной. Событие, потрясшее мироздание и приведшее к формированию вселенной, по космическим меркам молниеносно. Для космоса от рождения звезды до ее гибели проходят мгновения. Огромные расстояния создают иллюзию постоянства Вселенной. Вспыхнувшая вдали звезда светит нам миллиарды лет, в то время ее уже может и не быть.

Теория эволюции галактики и звезд является развитием теории Большого Взрыва. Учение о рождении звезд и возникновении звездных систем отличается масштабами происходящего и временными рамками, которые, в отличие от Вселенной в целом, возможно наблюдать современными средствами науки.

Изучая жизненный цикл звезд можно на примере ближайшего к нам светила. Солнце – одна из сотни триллионов звезд в нашем поле зрения. К тому же расстояние от Земли до Солнца (150 млн. км) предоставляет уникальную возможность изучить объект, не покидая пределов Солнечной системы. Полученная информация позволит детально разобраться с тем, как устроены другие звезды, как быстро эти гигантские источники тепла истощаются, каковы стадии развития звезды и каким будет финал этой блистательной жизни — тихий и тусклый или сверкающий, взрывной.

После Большого взрыва мельчайшие частицы сформировали межзвездные облака, которые стали «роддомом» для триллионов звезд. Характерно, что все звезды рождались в одно и то же время в результате сжатия и расширения. Сжатие в облаках космического газа возникало под воздействием собственной гравитации и аналогичных процессов у новых звезд по соседству. Расширение возникло в результате внутреннего давления межзвездного газа и под действием магнитных полей внутри газового облака. При этом облако свободно вращалось вокруг своего центра масс.

Облака газа, образовавшиеся после взрыва, на 98% состоят из атомарного и молекулярного водорода и гелия. Только 2% в этом массиве приходится на пылевые и твердые микроскопические частицы. Ранее считалось, что в центре любой звезды лежит ядро железа, раскаленного до температуры в миллион градусов. Именно этим аспектом и объяснялась гигантская масса светила.

В противостоянии физических сил преобладали силы сжатия, так как свет, возникающий в результате выделения энергии, не проникает внутрь газового облака. Свет вместе с частью выделяемой энергии распространяется наружу, создавая внутри плотного скопления газа минусовую температуру и зону низкого давления. Находясь в таком состоянии, космический газ стремительно сжимается, влияние сил гравитационного притяжения приводит к тому, что частицы начинают формировать звездное вещество. Когда скопление газа плотное, интенсивное сжатие приводит к тому, что образуются звездное скопление. Когда размеры газового облака незначительны, сжатие приводит к образованию одиночной звезды.

Краткая характеристика происходящего заключается в том, что будущее светило проходит два этапа — быстрое и медленное сжатие до состояния протозвезды. Говоря простым и понятным языком, быстрое сжатие является падением звездного вещества к центру протозвезды. Медленное сжатие происходит уже на фоне образовавшегося центра протозвезды. В течение последующих сотен тысяч лет новое образование сокращается в размерах, а его плотность увеличивается в миллионы раз. Постепенно протозвезда становится непрозрачной из-за высокой плотности звездного вещества, а продолжающееся сжатие запускает механизм внутренних реакций. Рост внутреннего давления и температур приводит к образованию у будущей звезды собственного центра тяжести.

В таком состоянии протозвезда пребывает миллионы лет, медленно отдавая тепло и постепенно сжимаясь, уменьшаясь в размерах. В результате вырисовываются контуры новой звезды, а плотность его вещества становится сравнима с плотностью воды.

В среднем плотность нашей звезды составляет 1,4 кг/см3 — практически такая же, как плотность воды в соленом Мертвом море. В центре Солнце имеет плотность 100 кг/см3. Звездное вещество находится не в жидком состоянии, а пребывает в виде плазмы.

Под воздействием огромного давления и температуры приблизительно в 100 миллионов К начинаются термоядерные реакции водородного цикла. Сжатие прекращается, масса объекта возрастает, когда энергия гравитации переходит в термоядерное горение водорода. С этого момента новая звезда, излучая энергию, начинает терять массу.

Вышеописанный вариант образования звезды — всего лишь примитивная схема, которая описывает начальный этап эволюции и рождения звезды. Сегодня такие процессы в нашей галактике и во всей Вселенной практически незаметны ввиду интенсивного истощения звездного материала. За всю сознательную историю наблюдений за нашей Галактикой были отмечены лишь единичные появления новых звезд. В масштабах Вселенной эта цифра может быть увеличена в сотни и в тысячи раз.

Большую часть своей жизни протозвезды скрыты от человеческого глаза пылевой оболочкой. Излучение ядра можно наблюдать только в инфракрасном диапазоне, который является единственной возможностью видеть рождение звезды. К примеру, в Туманности Ориона в 1967 году ученые-астрофизики в инфракрасном диапазоне обнаружили новую звезду, температура излучения которой составляла 700 градусов Кельвина. Впоследствии выяснилось, что местом рождения протозвезд являются компактные источники, которые имеются не только в нашей галактике, но и в других отдаленных от нас уголках Вселенной. Помимо инфракрасного излучения места рождения новых звезд отмечены интенсивными радиосигналами.

Процесс изучения и схема эволюции звезд

Весь процесс познания звезд можно условно разделить на несколько этапов. В самом начале следует определить расстояние до звезды. Информация о том, как далеко от нас находится звезда, как долго идет от нее свет, дает представление о том, что происходило со светилом на протяжении всего этого времени. После того, как человек научился измерять расстояние до далеких звезд, стало ясно, что звезды – это то же самые солнца, только разных размеров и с разной судьбой. Зная расстояние до звезды, по уровню света и количеству излучаемой энергии можно проследить процесс термоядерного синтеза звезды.

Вслед за определением расстояния до звезды можно с помощью спектрального анализа рассчитать химический состав светила и узнать его структуру и возраст. Благодаря появлению спектрографа у ученых проявилась возможность изучить природу света звезд. Этим прибором можно определить и измерить газовый состав звездного вещества, которым обладает звезда на разных этапах своего существования.

Изучая спектральный анализ энергии Солнца и других звезд, ученые пришли к выводу, что эволюция звезд и планет имеет общие корни. Все космические тела имеют однотипный, сходный химический состав и произошли из одной и той же материи, возникшей в результате Большого Взрыва.

Звездное вещество состоит из тех же химических элементов (вплоть до железа), что и наша планета. Разница только в количестве тех или иных элементов и в процессах, происходящих на Солнце и внутри земной тверди. Это и отличает звезды от других объектов во Вселенной. Происхождение звезд следует также рассматривать в контексте другой физической дисциплины — квантовой механики. По этой теории, материя, которая определяет звездное вещество, состоит из постоянно делящихся атомов и элементарных частиц, создающих свой микромир. В этом свете вызывает интерес структура, состав, строение и эволюция звезд. Как выяснилось, основная масса нашей звезды и многих других звезд приходится всего на два элемента — водород и гелий. Теоретическая модель, описывающая строение звезды, позволит понять их строение и главное отличие от других космических объектов.

Главная особенность заключается в том, что многие объекты во Вселенной имеют определенный размер и форму, тогда как звезда может по мере своего развития менять размер. Горячий газ представляет собой соединение атомов, слабо связанных друг с другом. Через миллионы лет после формирования звезды начинается остывание поверхностного слоя звездного вещества. Большую часть своей энергии звезда отдает в космическое пространство, уменьшаясь или увеличиваясь в размерах. Передача тепла и энергии происходит из внутренних областей звезды к поверхности, оказывая влияние на интенсивность излучения. Другими словами, одна и та же звезда в разные периоды своего существования выглядит по-разному. Термоядерные процессы на основе реакций водородного цикла способствуют превращению легких атомов водорода в более тяжелые элементы — гелий и углерод. По мнению астрофизиков и ученых-ядерщиков, подобная термоядерная реакция является самой эффективной по количеству выделяемого тепла.

Почему же термоядерный синтез ядра не заканчивается взрывом такого реактора? Все дело в том, что силы гравитационного поля в нем могут удерживать звездное вещество в пределах стабилизированного объема. Из этого можно сделать однозначный вывод: любая звезда представляет собой массивное тело, которое сохраняет свои размеры благодаря балансу между силами гравитации и энергией термоядерных реакций. Результатом такой идеальной природной модели является источник тепла, способный работать длительное время. Предполагается, что первые формы жизни на Земле появились 3 млрд. лет назад. Солнце в те далекие времена грело нашу планету так же, как и сейчас. Следовательно, наша звезда мало чем изменилась, несмотря на то, что масштабы излучаемого тепла и солнечной энергии колоссальны — более 3-4 млн. тонн каждую секунду.

Нетрудно подсчитать, сколько за все годы своего существования наша звезда потеряла в весе. Это будет громадная цифра, однако из-за своей огромной массы и высокой плотности такие потери в масштабах Вселенной выглядят ничтожными.

Стадии эволюции звезд

Судьба светила в находится в зависимости от исходной массы звезды и ее химического состава. Пока в ядре сосредоточены основные запасы водорода, звезда пребывает в так называемой главной последовательности. Как только наметилась тенденция на увеличение размеров звезды, значит, иссяк основной источник для термоядерного синтеза. Начался длительный финальный путь трансформации небесного тела.

Образовавшиеся во Вселенной светила изначально делятся на три самых распространенных типа:

• нормальные звезды (желтые карлики);
• звезды-карлики;
• звезды-гиганты.

Звезды с малой массой (карлики) медленно сжигают запасы водорода и проживают свою жизнь достаточно спокойно.

Таких звезд большинство во Вселенной и к ним относится наша звезда – желтый карлик. С наступлением старости желтый карлик становится красным гигантом или сверхгигантом.

Исходя из теории происхождения звезд, процесс формирования звезд во Вселенной не закончился. Самые яркие звезды в нашей галактике являются не только самыми крупными, в сравнении с Солнцем, но и самыми молодыми. Астрофизики и астрономы называют такие звезды голубыми сверхгигантами. В конце концов, их ожидает одна и та же участь, которую переживают триллионы других звезд. Сначала стремительное рождение, блистательная и ярая жизнь, после которой наступает период медленного затухания. Звезды такого размера, как Солнце, имеют продолжительный жизненный цикл, находясь в главной последовательности (в средней ее части).

Используя данные о массе звезды, можно предположить ее эволюционный путь развития. Наглядная иллюстрация данной теории — эволюция нашей звезды. Ничто не бывает вечным. В результате термоядерного синтеза водород превращается в гелий, следовательно, его первоначальные запасы расходуются и уменьшаются. Когда-то, очень не скоро, эти запасы закончатся. Судя по тому, что наше Солнце продолжает светить уже более 5 млрд. лет, не меняясь в своих размерах, зрелый возраст звезды еще может продлиться примерно такой же период.

Истощение запасов водорода приведет к тому, что под воздействием гравитации ядро солнца начнет стремительно сжиматься. Плотность ядра станет очень высокой, в результате чего термоядерные процессы переместятся в прилегающие к ядру слои. Подобное состояние называется коллапсом, который может быть вызван прохождением термоядерных реакций в верхних слоях звезды. В результате высокого давления запускаются термоядерные реакции с участием гелия.

Запасов водорода и гелия в этой части звезды хватит еще на миллионы лет. Еще очень нескоро истощение запасов водорода приведет к увеличению интенсивность излучения, к увеличению размеров оболочки и размеров самой звезды. Как следствие, наше Солнце станет очень большим. Если представить эту картину через десятки миллиардов лет, то вместо ослепительного яркого диска на небе будет висеть жаркий красный диск гигантских размеров. Красные гиганты — это естественная фаза эволюции звезды, ее переходное состояние в разряд переменных звезд.

В результате такой трансформации сократится расстояние от Земли до Солнца, так что Земля попадет в зону влияния солнечной короны и начнет «жариться» в ней. Температура на поверхности планеты вырастет в десятки раз, что приведет к исчезновению атмосферы и к испарению воды. В результате планета превратится в безжизненную каменистую пустыню.

Финальные стадии эволюции звезд

Достигнув фазы красного гиганта, нормальная звезда под влиянием гравитационных процессов становится белым карликом. Если масса звезды примерно равна массе нашего Солнца, все основные процессы в ней будут происходить спокойно, без импульсов и взрывных реакций. Белый карлик будет умирать долго, выгорая дотла.

В случаях, когда звезда изначально имела массу больше солнечной в 1,4 раза, белый карлик не будет финальной стадией. При большой массе внутри звезды начинаются процессы уплотнения звездного вещества на атомном, молекулярном уровне. Протоны превращаются в нейтроны, плотность звезды увеличивается, а ее размеры стремительно уменьшаются.

Известные науке нейтронные звезды имеют диаметр в 10-15 км. При таких малых размерах нейтронная звезда имеет колоссальную массу. Один кубический сантиметр звездного вещества может весить миллиарды тонн.

В том случае, если мы имели изначально дело со звездой большой массы, финальный этап эволюции принимает другие формы. Судьба массивной звезды – черная дыра — объект с неизученной природой и непредсказуемым поведением. Огромная масса звезды способствует увеличению гравитационных сил, приводящих в движение силы сжатия. Приостановить этот процесс не представляется возможным. Плотность материи растет до тех пор, пока не превращается в бесконечность, образуя сингулярное пространство (теория относительности Эйнштейна). Радиус такой звезды в конечном итоге станет равен нулю, став черной дырой в космическом пространстве. Черных дыр было бы значительно больше, если бы в космосе большую часть пространства занимали массивные и сверхмассивные звезды.

Следует отметить, что при трансформации красного гиганта в нейтронную звезду или в черную дыру, Вселенная может пережить уникальное явление — рождение нового космического объекта.

Рождение сверхновой – самая впечатляющая финальная стадия эволюции звезд. Здесь действует естественный закон природы: прекращение существование одного тела дает начало новой жизни. Период такого цикла, как рождение сверхновой, в основном касается массивных звезд. Израсходовавшиеся запасы водорода приводят к тому, что в процесс термоядерного синтеза включается гелий и углерод. В результате этой реакции давление снова растет, а в центре звезды образуется ядро железа. Под воздействием сильнейших гравитационных сил центр массы смещается в центральную часть звезды. Ядро становится настолько тяжелым, что неспособно противостоять собственной гравитации. Как следствие, начинается стремительное расширение ядра, приводящее к мгновенному взрыву. Рождение сверхновой — это взрыв, ударная волна чудовищной силы, яркая вспышка в бескрайних просторах Вселенной.

Следует отметить, что наше Солнце не является массивной звездой, поэтому подобная судьба ее не грозит, не стоит бояться такого финала и нашей планете. В большинстве случаев взрывы сверхновых происходят в далеких галактиках, с чем и связано их достаточно редкое обнаружение.

В заключение

Эволюция звезд — это процесс, который растянут по времени на десятки миллиардов лет. Наше представление о происходящих процессах — всего лишь математическая и физическая модель, теория. Земное время является лишь мгновением в огромном временном цикле, которым живет наша Вселенная. Мы можем только наблюдать то, что происходило миллиарды лет назад и предполагать, с чем могут столкнуться последующие поколения землян.

Если у вас возникли вопросы - оставляйте их в комментариях под статьей. Мы или наши посетители с радостью ответим на них

Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой - многие изменения в звёздах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными даже по прошествии многих веков. Поэтому учёные изучают множество звёзд, каждая из которых находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое распространение в астрофизике получило моделирование структуры звёзд с использованием вычислительной техники .

Энциклопедичный YouTube

1 / 5

✪ Звёзды и звёздная эволюция (рассказывает астрофизик Сергей Попов)

✪ Звёзды и звёздная эволюция (рассказывают Сергей Попов и Илгонис Вилкс)

✪ Эволюция звезд. Эволюция голубого гиганта за 3 минуты

✪ Сурдин В.Г. Звёздная эволюция Часть 1

✪ С. А. Ламзин - "Звездная эволюция"

Субтитры

Термоядерный синтез в недрах звёзд

Молодые звёзды

Процесс формирования звёзд можно описать единым образом, но последующие стадии эволюции звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце эволюции звезды свою роль может сыграть её химический состав.

Молодые звёзды малой массы

Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца) [ ] , находящиеся на подходе к главной последовательности , полностью конвективны, - процесс конвекции охватывает все тело звезды. Это ещё по сути протозвёзды, в центрах которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит, в основном, из-за гравитационного сжатия. До тех пор пока гидростатическое равновесие не установится, светимость звезды убывает при неизменной эффективной температуре. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела такие звёзды формируют почти вертикальный трек, называемый треком Хаяши . По мере замедления сжатия молодая звезда приближается к главной последовательности. Объекты такого типа ассоциируются со звёздами типа T Тельца .

В это время у звёзд массой больше 0,8 масс Солнца ядро становится прозрачным для излучения, и лучистый перенос энергии в ядре становится преобладающим, поскольку конвекция все больше затрудняется всё большим уплотнением звездного вещества. Во внешних же слоях тела звезды превалирует конвективный перенос энергии.

О том, какими характеристиками в момент попадания на главную последовательность обладают звёзды меньшей массы, достоверно неизвестно, так как время нахождения этих звёзд в разряде молодых превышает возраст Вселенной [ ] . Все представления об эволюции этих звёзд базируются только на численных расчётах и математическом моделировании.

По мере сжатия звезды начинает расти давление вырожденного электронного газа и при достижении определённого радиуса звезды сжатие останавливается, что приводит к остановке дальнейшего роста температуры в ядре звезды, вызываемого сжатием, а затем и к её снижению. Для звёзд меньше 0,0767 масс Солнца это не происходит: выделяющейся в ходе ядерных реакций энергии никогда не хватит, чтобы уравновесить внутреннее давление и гравитационное сжатие. Такие «недозвёзды» излучают энергии больше, чем образуется в процессе термоядерных реакций, и относятся к так называемым коричневым карликам . Их судьба - постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, и, затем, постепенное остывание с прекращением всех начавшихся термоядерных реакций.

Молодые звёзды промежуточной массы

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

Объекты этого типа ассоциируются с т. н. звёздами Ae\Be Хербига неправильными переменными спектрального класса B-F0. У них также наблюдаются диски и биполярные джеты. Скорость истечения вещества с поверхности, светимость и эффективная температура существенно выше, чем для T Тельца , поэтому они эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного облака.

Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс

Звезды с такими массами уже обладают характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные стадии и смогли достичь такой скорости ядерных реакций, которая компенсировала потери энергии на излучение, пока накапливалась масса для достижения гидростатического равновесия ядра. У этих звёзд истечение массы и светимость настолько велики, что не просто останавливают гравитационный коллапс ещё не ставших частью звезды внешних областей молекулярного облака, но, наоборот, разгоняют их прочь. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего, этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд с массой больше, чем около 300 масс Солнца.

Середина жизненного цикла звезды

Среди звёзд встречается широкое многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе - от 0,0767 до около 300 Солнечных масс по последним оценкам. Светимость и цвет звезды зависят от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется её массой. Все новые звёзды «занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе. Речь, естественно, идёт не о физическом перемещении звезды - только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. Фактически, перемещение звезды по диаграмме отвечает лишь изменению параметров звезды.

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. Так звезда становится красным гигантом , а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами .

Финальные стадии звёздной эволюции

Старые звёзды с малой массой

В настоящее время достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода в их недрах. Поскольку возраст Вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в таких звёздах, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.

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

Звезда с массой менее 0,5 солнечной не в состоянии преобразовывать гелий даже после того, как в её ядре прекратятся реакции с участием водорода, - масса такой звезды слишком мала для того, чтобы обеспечить новую фазу гравитационного сжатия до степени, достаточной для «поджига» гелия. К таким звёздам относятся красные карлики , такие как Проксима Центавра , срок пребывания которых на главной последовательности составляет от десятков миллиардов до десятков триллионов лет . После прекращения в их ядрах 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 в её ядре заканчивается водород, и начинаются реакции синтеза углерода из гелия . Этот процесс идет при более высоких температурах и поэтому поток энергии от ядра увеличивается и, как следствие, внешние слои звезды начинают расширяться. Начавшийся синтез углерода знаменует новую стадию в жизни звезды и продолжается некоторое время. Для звезды, по размеру близкой к Солнцу, этот процесс может занять около миллиарда лет.

Изменения в величине излучаемой энергии заставляют звезду пройти через периоды нестабильности, включающие в себя изменения размера, температуры поверхности и выпуск энергии. Выпуск энергии смещается в сторону низкочастотного излучения. Все это сопровождается нарастающей потерей массы вследствие сильных звёздных ветров и интенсивных пульсаций. Звёзды, находящиеся в этой фазе, получили название «звёзд позднего типа» (также «звезды-пенсионеры»), OH -IR звёзд или Мира-подобных звёзд, в зависимости от их точных характеристик. Выбрасываемый газ относительно богат производимыми в недрах звезды тяжёлыми элементами, 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 звезды-источника в таких оболочках формируются идеальные условия для активации космических мазеров .

Реакции термоядерного сжигания гелия очень чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают сильнейшие пульсации, которые в результате сообщают внешним слоям достаточное ускорение, чтобы быть сброшенными и превратиться в планетарную туманность . В центре такой туманности остаётся оголенное ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, и оно, остывая, превращается в гелиевый белый карлик , как правило, имеющий массу до 0,5-0,6 Солнечных масс и диаметр порядка диаметра Земли .

Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, завершают свою 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 невидимым черным карликом .

У звёзд более массивных, чем Солнце , давление вырожденных электронов не может остановить дальнейшее сжатие ядра, и электроны начинают «вдавливаться» в атомные ядра , что превращает протоны в нейтроны , между которыми не существуют силы электростатического отталкивания. Такая нейтронизация вещества приводит к тому, что размер звезды, которая теперь, фактически, представляет собой одно огромное атомное ядро, измеряется несколькими 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 звезда с массой большей, чем пять Солнечных масс, входит в стадию красного сверхгиганта , её ядро под действием сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия растут температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются все более тяжёлые элементы: гелий, углерод, кислород, кремний и железо, что временно сдерживает коллапс ядра.

В результате по мере образования всё более тяжёлых элементов Периодической системы , из кремния синтезируется железо-56. На этой стадии дальнейший экзотермический термоядерный синтез становится невозможен, поскольку ядро железа-56 обладает максимальным дефектом массы и образование более тяжёлых ядер с выделением энергии невозможно. Поэтому когда железное ядро звезды достигает определённого размера, то давление в нём уже не в состоянии противостоять весу вышележащих слоёв звезды, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества.

То, что происходит далее, пока до конца не ясно, но, в любом случае, происходящие процессы в считанные секунды приводят к взрыву сверхновой звезды невероятной мощности .

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 вылетающими из звездного 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, но это не есть единственно возможный способ их образования, что, к примеру, демонстрируют технециевые звёзды .

Взрывная волна и струи нейтрино уносят вещество прочь от умирающей звезды [ ] в межзвёздное пространство. В последующем, остывая и перемещаясь по космосу, этот материал сверхновой может столкнуться с другим космическим «утилем» 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 под вопросом остаётся момент, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта: нейтронные звезды и чёрные дыры.

Нейтронные звёзды

Известно, что в некоторых сверхновых сильная гравитация в недрах сверхгиганта заставляет электроны поглотиться атомным ядром , где они, сливаясь с протонами , образуют нейтроны . Этот процесс называется нейтронизацией . 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 нейтронные звёзды совершают 600 оборотов в секунду. У некоторых из них угол между вектором излучения и осью вращения может быть таким, что Земля попадает в конус, образуемый этим излучением; в этом случае можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звёзды получили название «пульсары », и стали первыми открытыми нейтронными звёздами.

Чёрные дыры

Далеко не все звезды, пройдя фазу взрыва сверхновой, становятся нейтронными звёздами. Если звезда обладает достаточно большой массой, то коллапс такой звезды продолжится, и сами нейтроны начнут обрушиваться внутрь, пока её радиус не станет меньше радиуса Шварцшильда . После этого звезда становится чёрной дырой.

Существование чёрных дыр было предсказано общей теорией относительности . Согласно этой теории,

Хотя по человеческой шкале времени звезды и кажутся вечными, они, подобно всему сущему в природе, рождаются, живут и умирают. Согласно общепринятой гипотезе газопылевого облака звезда зарождается в результате гравитационного сжатия межзвездного газопылевого облака. По мере уплотнения такого облака сначала образуется протозвезда, температура в ее центре неуклонно растет, пока не достигает предела, необходимого для того, чтобы скорость теплового движения частиц превысила порог, после которого протоны способны преодолеть макроскопические силы взаимного электростатического отталкивания (см. Закон Кулона) и вступить в реакцию термоядерного синтеза (см. Ядерный распад и синтез).

В результате многоступенчатой реакции термоядерного синтеза из четырех протонов в конечном итоге образуется ядро гелия (2 протона + 2 нейтрона) и выделяется целый фонтан разнообразных элементарных частиц . В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия (см. Теория относительности). Из-за этого внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности — и наружу. Одновременно давление в центре звезды начинает расти (см. Уравнение состояния идеального газа). Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитационного притяжения сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. О звездах на стадии активного сжигания водорода говорят, что они находятся на «основной фазе» своего жизненного цикла или эволюции (см. Диаграмма Герцшпрунга—Рассела). Превращение одних химических элементов в другие внутри звезды называют ядерным синтезом или нуклеосинтезом.

В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиарда лет. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей приходится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей по темпу роста темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды. Таким образом, чем массивнее звезда, тем короче время ее жизни, определяемое исчерпанием запасов водорода, и самые крупные звезды в буквальном смысле сгорают за «какие-то» десятки миллионов лет. Самые мелкие звезды, с другой стороны, «безбедно» живут сотни миллиардов лет. Так что по этой шкале наше Солнце относится к «крепким середнякам».

Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород. Что дальше? Это также зависит от массы звезды. Солнце (и все звезды, не превышающие его по массе более чем в восемь раз) заканчиваю свою жизнь весьма банальным образом. По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх — и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: Температура в слоях непосредственно вокруг ядра звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает, наконец, в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий — своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза — вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, — один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.

При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно бо_льшую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.

Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены следующим силовым барьером. В его роли выступает давление вырожденного электронного газа (см. Предел Чандрасекара). Электроны, до этой стадии игравшие роль безработных статистов в эволюции звезды, не участвуя в реакциях ядерного синтеза и свободно перемещаясь между ядрами, находящимися в процессе синтеза, на определенной стадии сжатия оказываются лишенными «жизненного пространства» и начинают «сопротивляться» дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в вырожденного белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.

Звезды более массивные, нежели Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в ее оболочке. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.

Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, — свободные на протяжении всей предыдущей эволюции звезды электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды . За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.

После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд массой порядка 10-30 солнечных масс продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов — иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию, требуя себе жизненного пространства. Это обычно происходит по достижении звездой размеров около 15 км в диаметре. В результате образуется быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнитные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются пульсарами. Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется

Федеральное агентство по образованию

ГОУ ВПО

Уфимская государственная академия экономики и сервиса

кафедра «Физика»

КОНТРОЛЬНАЯ РАБОТА

по дисциплине «Концепции современного естествознания»

на тему «Звёзды и их эволюция»

Выполнил: Лавриненко Р. С.

группа СЗ-12

Проверила: Алтайская А. В.

Уфа-2010

Введение…………………………………………………………………………...3

Этапы эволюции звёзд……………………………………………………………5

Характеристики и химический состав звёзд………………………...................11

Прогноз эволюции Солнца…………………………………………...................20

Источники тепловой энергии звёзд……………………………………….........21

Заключение…………………………………………………………..............

Литература…………………………………………………………………………

Введение

В ясную безлунную ночь невооруженным глазом над горизонтом можно видеть около 3000 звезд. И всякий раз, смотря на звездное небо, мы задаем себе вопрос - что же такое звезды? Поверхностный взгляд найдет сходство между звездами и планетами. Ведь и планеты при наблюдении простым глазом видны как светящиеся точки различной яркости. Однако уже за несколько тысячелетий до нас внимательные наблюдатели неба – пастухи и земледельцы, мореплаватели и участники караванных переходов – приходили к убеждению, что звезды и планеты – различные по своей природе явления. Планеты, так же как Луна и Солнце, изменяют свое положение на небе, перемещаются из одного созвездия в другое и за год успевают пройти значительный путь, а звезды неподвижны одна относительно другой. Даже глубокие старики видят очертания созвездий совершенно такими же, какими они их видели в детстве.

Звезды не могут принадлежать к Солнечной системе. Если бы они были примерно на таком же расстоянии, как и планеты, то невозможно было бы найти объяснение их видимой неподвижности. Естественно считать, что звезды тоже движутся в пространстве, но они далеки от нас, что видимое перемещение их ничтожно. Создается иллюзия неподвижности звезд. Но если звезды так далеки, то при видимой яркости, сравнимой с видимой яркостью планет, они должны изучать во много раз мощнее, чем планеты. Такой ход рассуждений приводил к мысли, что звезды – это тела, по своей природе сходные с Солнцем. Эту мысль отстаивал Джордано Бруно. Но окончательно вопрос разрешился после двух открытий. Первое сделал Галлей в 1718 г. Он показал условность традиционного названия «неподвижные звёзды». Чтобы уточнить постоянную прецессии, он сравнил современные ему каталоги звёзд с античными, и прежде всего с каталогом Гиппарха (около 129 г. до н. э.) - первым звёздным каталогом, который упоминается в исторических документах и с каталогом в «Альмагесте 1 » Птолемея (138 г. н. э). На фоне однородной картины, закономерного смещения всех звёзд, Галлей обнаружил удивительный факт: «Три звезды: …или Глаз Тельца Альдебаран, Сириус и Арктур прямо противоречили этому правилу». Так было открыто собственное движение звёзд. Оно получило окончательное признание в 70-е годы XVIII века, после измерения немецким астрономом Тобиасом Майером и английским астрономом Невилом Маскелайном собственных движений десятков звёзд. Второе открытие сделал в 1824 г. Йозеф Фраунгофер, произведя первые наблюдения спектров звезд. В дальнейшем, подробные исследования спектров звезд, привели к выводу, что звезды, как и Солнце, состоят из газа, имеющего высокую температуру, а также, что спектры всех звезд могут быть распределены на несколько классов и спектр Солнца принадлежит одному из этих классов. Из этого следует, что свет звезд имеет ту же природу, что и свет Солнца.

Солнце – одна из звезд. Это очень близкая к нам звезда, с которой Земля физически связана, вокруг которой она движется. Но звезд огромное множество, они имеют различный блеск, различный цвет, они излучают огромное количество энергии в пространство и поэтому теряя эту энергию, не могут не изменяться: они должны проходить какой-то путь эволюции.

Этапы эволюции звезд

Звезды – грандиозные плазменные системы, в которых физические характеристики, внутреннее строение и химический состав изменяются со временем. Время звездной эволюции очень велико, и не возможно непосредственно проследить эволюцию той или иной конкретной звезды. Это компенсируется тем, что каждая из множества звезд на небе проходит некоторый этап эволюции. Суммируя наблюдения, можно восстановить общую направленность звездной эволюции (по диаграмме Герцшпрунга – Рессела (Рисунок 1) она отображается главной последовательностью и отступлением от нее вверх и вниз).

Pисунок 1. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

На диаграмме Герцшпрунга-Рассела звезды распределены неравномерно. Около 90% звезд сконцентрировано в узкой полосе, пересекающей диаграмму по диагонали. Эту полосу называют главной последовательностью. Её верхний конец расположен в области ярких голубых звезд. Различие в заселенности звезд, находящихся на главной последовательности и областей, примыкающих к главной последовательности, составляет несколько порядков величины. Причина в том, что на главной последовательности находятся звезды на стадии горения водорода, которая составляет основную часть времени жизни звезды. Солнце находится на главной последовательности. Следующие по населенности области после главной последовательности - белые карлики, красные гиганты и красные сверх-гиганты. Красные гиганты и сверхгиганты - это в основном звезды на стадии горения гелия и более тяжелых ядер.

Современная теория строения и эволюции звезд объясняет общий ход развития звезд в хорошем согласии с данными наблюдения.

Основные фазы в эволюции звезды – ее рождение (звездообразование); длительный период (обычно стабильного) существования звезды как целостной системы, находящейся в гидродинамическом и тепловом равновесии; и, наконец, период ее «смерти», т.е. необратимое нарушение равновесия, которое ведет к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию.

Согласно общепринятой гипотезе газопылевого облака звезда зарождается в результате гравитационного сжатия межзвездного газопылевого облака. По мере уплотнения такого облака сначала образуется протозвезда, температура в ее центре неуклонно растет, пока не достигает предела, необходимого для того, чтобы скорость теплового движения частиц превысила порог, после которого протоны способны преодолеть макроскопические силы взаимного электростатического отталкивания и вступить в реакцию термоядерного синтеза.

В результате многоступенчатой реакции термоядерного синтеза из четырех протонов в конечном итоге образуется ядро гелия (2 протона + 2 нейтрона) и выделяется целый фонтан разнообразных элементарных частиц. В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия. Из-за этого внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности - и наружу. Одновременно давление в центре звезды начинает расти. Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитационного притяжения сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. О звездах на стадии активного сжигания водорода говорят, что они находятся на «основной фазе» своего жизненного цикла или эволюции. Превращение одних химических элементов в другие внутри звезды называют ядерным синтезом или нуклеосинтезом.

В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиардов лет. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей приходится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей по темпу роста темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды. Для звезд с массой, превышающей солнечную массу в 15 раз, время стабильного существования оказывается всего около 10 млн лет. Это крайне незначительное время по космическим меркам, ведь время, отведенное для нашего Солнца, на 3 порядка выше – около 10 млрд лет.

Рано или поздно, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород. Это также зависит от массы звезды. Солнце (и все звезды, не превышающие его по массе более чем в восемь раз) заканчиваю свою жизнь весьма банальным образом. По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх - и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: Температура в слоях непосредственно вокруг ядра звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает, в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий - своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза - вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, - один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.

При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно большую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.

Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса - на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены следующим силовым барьером. В его роли выступает давление вырожденного электронного газа. Электроны, до этой стадии игравшие роль безработных статистов в эволюции звезды, не участвуя в реакциях ядерного синтеза и свободно перемещаясь между ядрами, находящимися в процессе синтеза, на определенной стадии сжатия оказываются лишенными «жизненного пространства» и начинают «сопротивляться» дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в вырожденного белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.

Звезды более массивные, нежели Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза - углерода, затем кремния, магния - и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в ее оболочке. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо - это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.

Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени (некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды) свободные, на протяжении всей предыдущей эволюции звезды, электроны буквально растворяются в протонах ядер железа. Всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра - и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.

После вспышки сверхновой и разлета оболочки, у звезд массой порядка 10-30 солнечных масс, продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов. Иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию, требуя себе жизненного пространства. Это обычно происходит по достижении звездой размеров около 15 км в диаметре. В результате образуется быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнитные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются пульсарами. Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется черная дыра.

Из глобул возникают звёзды , вспомним, что все звёзды излучают и их излучение оказывает... то период обращения обеих звёзд относительно их общего центра тяжести равен... последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. Такие звёзды могут взорваться как...