Эволюция звезд

5. Середина  жизненного цикла звезд

Среди сформировавшихся звёзд встречается огромное многообразие цветов и размеров. По спектральному классу^[10] 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 звёзды «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.

Маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности сотни миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты уйдут с главной последовательности уже через несколько миллионов лет после формирования.

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 уходит с главной последовательности. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

6. Зрелость 

По прошествии от миллиона до нескольких десятков миллиардов лет (в зависимости от начальной  массы) звезда истощает водородные ресурсы  ядра. В больших и горячих звёздах  это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких и более  холодных. Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций.

Без давления, которое  производилось этими реакциями  и уравновешивало силу собственного гравитационного притяжения звезды, внешние слои начинают сжиматься  к ядру. Температура и давление повышаются как во время формирования протозвезды, но на этот раз до гораздо  более высокого уровня. Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре  приблизительно в 100 миллионов Кельвин не начнутся термоядерные реакции с участием гелия.

Очень горячее  ядро становится причиной чудовищного  расширения звезды. Её размер увеличивается  приблизительно в 100 раз. Таким образом  звезда становится красным гигантом, и фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

7. Поздние годы. Гибель звезд

7. Старые  звезды 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 звёздные ветры^[11]. 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 преобразовывать  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^[12]), 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. 

7. Звезды  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 звёздных ветров и интенсивных пульсаций. Звёзды, находящиеся в этой фазе, получили название звёзд позднего типа, OH_{-IR звёзд} или Мира - подобных^[13] 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^[14].

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. 

7. Белые карлики

  Белые карлики - конечная стадия звездной эволюции после  исчерпания термоядерных источников энергии  звезд средней и малой массы.

   Они  представляют собой очень плотные  горячие звезды малых размеров  из вырожденного газа. Ядерные  реакции внутри белого карлика  не идут, а свечение происходит  за счет медленного остывания.  Масса белых карликов не может  превышать некоторого значения - это так называемый предел  Чандрасекара, равны примерно 1,4 массы  Солнца.  

  Солнце  в будущем - это белый карлик.  

  Грандиозное, но чрезвычайно редкое небесное явление, которое запечатлено во многих исторических летописях разных народов - это вспышка  сверхновой звезды, которую иногда было видно даже днем.  

  Установлено, что в среднем в каждой галактике  вспышка сверхновой происходит раз  в несколько десятилетий. В максимуме  своего блеска она может быть столь  же яркой, как остальные сотни  миллиардов звезд галактики вместе взятые.  

  Открытие  белых карликов

В 1844 году директор Кёнигсбергской обсерватории Фридрих Бессель обнаружил, что Сириус, ярчайшая звезда неба, периодически, хотя и весьма слабо, отклоняется от прямолинейной траектории движения понебесной сфере^[3]. Бессель пришёл к выводу, что у Сириуса должен быть невидимый «тёмный» спутник, причём период обращения обеих звёзд вокруг общего центра масс должен быть порядка 50 лет^[3]. Сообщение было встречено скептически, поскольку тёмный спутник оставался ненаблюдаемым, а его масса должна была быть достаточно велика — сравнимой с массой Сириуса.

В январе 1862 года Альван Грэхэм Кларк, юстируя 18-дюймовый рефрактор, самый большой на то время телескоп в мире (Dearborn Telescope), впоследствии поставленный семейной фирмой Кларков в обсерваторию Чикагского университета, обнаружил в непосредственной близости от Сириуса тусклую звёздочку. Это был тёмный спутник Сириуса, Сириус B, предсказанный Бесселем.^[4] Температура поверхности Сириуса B составляет 25 000 К, что, с учётом его аномально низкой светимости, указывает на очень малый радиус и, соответственно, крайне высокую плотность — 10⁶ г/см³ (плотность Сириуса ~0,25 г/см³, плотность Солнца ~1,4 г/см³). В 1917 году Адриан ван Маанен открыл^[5] следующий белый карлик —звезду ван Маанена в созвездии Рыб. 
 

7. Сверхновые  звезды

Сверхно́вые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды. Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет — то I типа.

Сверхновые II типа

По современным  представлениям, термоядерный синтез^[1] приводит со временем к обогащению состава внутренних областей звезды тяжёлыми элементами. В процессе термоядерного синтеза^[1] и образования тяжёлых элементов звезда сжимается, а температура в её центре растёт. (Эффект отрицательной теплоёмкости гравитирующего невырожденного вещества.) Если масса звезды достаточно велика, то процесс термоядерного синтеза доходит до логического завершения с образованием ядер железа и никеля, а сжатие продолжается. При этом термоядерные реакции будут продолжаться только в некотором слое звезды вокруг центрального ядра — там, где ещё осталось невыгоревшее термоядерное топливо. Центральное ядро сжимается все сильнее, и в некоторый момент из-за давления в нём начинают идти реакции нейтронизации — протоны начинают поглощать электроны, превращаясь в нейтроны. Это вызывает быструю потерю энергии, уносимой образующимися нейтрино (т.н. нейтринное охлаждение), так что ядро звезды сжимается и охлаждается. Процесс коллапса центрального ядра настолько быстр, что вокруг него образуется волна разрежения. Тогда вслед за ядром к центру звезды устремляется и оболочка. Далее происходит отскок вещества оболочки от ядра и образуется распространяющаяся наружу ударная волна, инициирующая термоядерные реакции. При этом выделяется достаточная энергия для сброса оболочки сверхновой с большой скоростью. Важное значение имеет процесс подпитки ударной волны энергией выходящих из центральной области нейтрино. Такой механизм взрыва относится к сверхновым II типа (SN II). Как показывает численное моделирование, ударная волна отскока не приводит к взрыву сверхновой. Она останавливается на расстоянии примерно 100—200 км от центра звезды. Учёт вращения и наличия магнитного поля позволяет численно смоделировать взрыв сверхновой (магниторотационный механизм взрыва сверхновых с коллапсирующим ядром). Считается, что образованием сверхновой II типа заканчивается эволюция всех звёзд, первоначальная масса которых превышает 8—10 масс Солнца^{[источник не указан 125 дней]}. После взрыва остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра, а вокруг этих объектов в пространстве некоторое время существуют остатки оболочек взорвавшейся звезды в виде расширяющейся газовой туманности.