Эволюция звезд. Белые карлики. Нейтронные звезды. Черные дыры

16.             Эволюция звезд. Белые карлики. Нейтронные звезды. Черные дыры.

Важнейшее событие в астрономии второй половины XIX в. – возникновение астрофизики.         Ключевые проблемы астрофизики - изучение строения звезд и источников их энергии.

Что же такое звезда? Во второй половине 19 века появилось мнение, что звезда – колоссальный газовый шар, плотный и горячий в центре и разреженный на периферии. Кельвин и Гельмгольц выдвинули идею об источниках энергии звезд - их гравитационном сжатии (когда выделяется значительное количество энергии), но эта идея была несостоятельной, так как согласно этому мнению Солнце должно быть моложе Земли.

Сейчас в астрономии звездой называют массивное самосветящееся небесное тело, которое состоит из газа или плазмы. Особенностью звезд является тот факт, что в них происходят, происходили или когда-то будут происходить термоядерные реакции.

        Ближайшей звездой к нашей планете является Проксима Центавра, но с России ее не видно, поэтому самой близкой мы называем Солнце. Другие звезды мы привыкли видеть на небе в виде точек различной яркости. Астрономы не в состоянии проследить жизнь одной звезды от начала и до конца, потому что даже самые короткоживущие звезды существуют миллионы лет. Все они имеют разные размеры, строение, химический состав, массу, температуру, светимость и т.д. Например, сверхгиганты – самые большие звезды, они больше Солнца в сто-тысячу раз. Звезды-карлики по размеру как Земля или меньше.

        Эволюция звезд

Изучают звезды по этапам их жизней. В них входит рождение, середина жизненного цикла (зрелость) и финальная стадия. Чем больше масса звезды, тем быстрее идет ее эволюция и тем короче ее «жизнь». В ходе жизни звезды изменяется ее химический состав. На поздних стадиях развития звездное вещество переходит в состояние вырожденного газа.

1. Рождение звезды.

Этот период также называют протозвездной фазой или звездообразованием. Звездообразование — это процесс рождения звезд из межзвездного газа, газопылевых образований и облаков. Данный процесс непрерывен. Он начинается со сжатия, а после идет фрагментация (под действием гравитационных сил) протяженных холодных облаков молекулярного межзвездного газа. При этом важно, чтобы масса газа должна быть такой, чтобы действие сил гравитации преобладало над действием сил газового давления.

По мере сжатия в фрагменте постепенно выделяется ядро и оболочка. В процессе конденсации возрастает магнитное поле и растет давление газа. Так постепенно формируются протозвезды.

За счет выпадения газа на ядро из оболочки увеличивается масса ядра. Этот процесс называют аккрецией. Из-за гравитационных сил происходят качественные изменения (увеличивается светимость, давление излучения и т.д.).

Затем следует рост ядра и конденсация газа из оболочки, которая постепенно сдувается и рассеивается. Это процесс гравитационного сжатия, он длится относительно недолго и завершается, когда температура увеличивается и происходят термоядерные реакции.

Сжатие прекращается, процесс звездообразования завершается. Тогда протозвезда превращается в звезду.

        Середина жизненного цикла протекает у разных звезд по-своему. Это зависит от их классификации, где ключевым критерием считается температура.

1. Поздние стадии эволюции звезды

На стадии красного гиганта (когда в ядре кончается гелий и происходит термоядерная реакция, звезда расширяется и охлаждается, становясь красным гигантом) изменяются характеристики звезды. Происходит периодический сброс верхних оболочек. По мере разряжение свечение оболочки ослабевает, и она становится невидимой.

Так красный гигант теряет массу, исчерпывает источники энергии. Происходит процесс нуклеосинтеза – электроны втесняются в атомные ядра, взаимодействуют с протонами и превращаются в нейтроны. Тогда красный гигант охлаждается, а судьба звезды зависит от массы оставшегося ядра.

Если масса М<1,4Mсолнца, то звезда сохраняет равновесное состояние и становится белым карликом. У него же нет ресурсов для термоядерных реакций, и карлик охлаждается.

Затем энергия звезды иссякает, звезда меняет цвет с белого на желтый, а затем с желтого на красный. Потом – перестает излучать свет вовсе.