Чем определяется конец эволюции звезды. Эволюция звёзд разной массы

Время жизни звезд состоит из нескольких этапов, проходя через которые миллионы и миллиарды лет светила неуклонно стремятся к неизбежному финалу, превращаясь в яркие вспышки или в угрюмый черных дыр.

Время жизни звезды любого типа – невероятно долгий и сложный процесс, сопровождаемый явлениями космического масштаба. Многогранность его просто невозможно полностью проследить и изучить, даже используя весь арсенал современной науки. Но на основании тех уникальных знаний, накопленных и обработанных за весь период существования земной астрономии, нам становятся доступными целые пласты ценнейшей информации. Это позволяет связать последовательность эпизодов из жизненного цикла светил в относительно стройные теории и смоделировать их развитие. Что же это за этапы?

Не пропустите наглядное интерактивное приложение « »!

Эпизод I. Протозвезды

Жизненный путь звезд, как и всех объектов макромира и микрокосма, начинается с рождения. Это событие берет свое начало в формировании невероятно огромного облака, внутри которого появляются первые молекулы, поэтому образование называется молекулярным. Иногда употребляется еще и другой термин, непосредственно раскрывающий суть процесса, – колыбель звезд.

Только когда в таком облаке, в силу непреодолимых обстоятельств, происходит чрезвычайно быстрое сжатие составляющих его частиц, имеющих массу, т. е. гравитационный коллапс, начинает формироваться будущая звезда. Причиной этому является выплеск энергии гравитации, часть которой сжимает молекулы газа и разогревает материнское облако. Затем прозрачность образования постепенно начинает пропадать, что способствует еще большему нагреванию и возрастанию давления в его центре. Заключительным эпизодом в протозвездной фазе является аккреция падающего на ядро вещества, в ходе чего происходит рост зарождающегося светила, и оно становится видимым, после того, как давление испускаемого света буквально сметает всю пыль на окраины.

Найди протозвезды в туманности Ориона!

Эта огромная панорама туманности Ориона получена из снимков . Данная туманность одна из самых больших и близких к нам колыбелей звезд. Попробуйте найти в этой туманности протозвезды, благо разрешение этой панорамы позволяет это сделать.

Эпизод II. Молодые звезды

Фомальгаут, изображение из каталога DSS. Вокруг этой звезды еще остался протопланетный диск.

Следующим этапом или циклом жизни звезды является период ее космического детства, который, в свою очередь, делится на три стадии: молодые светила малой (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

Эпизод III. Расцвет жизненного пути звезды

Солнце снятое в линии H альфа. Наше звезда в самом расцвете сил.

В середине своей жизни космические светила могут обладать самыми разнообразными цветами, массой и габаритами. Цветовая палитра варьируется от голубоватых оттенков до красных, а их масса может быть значительно меньше солнечной, либо превышать ее более чем в триста раз. Главная последовательность жизненного цикла звезд длится около десяти миллиардов лет. После чего в ядре космического тела заканчивается водород. Этот момент принято считать переходом жизни объекта на следующий этап. По причине истощения водородных ресурсов в ядре останавливаются термоядерные реакции. Однако в период вновь начавшегося сжатия звезды начинается коллапс, который приводит к возникновению термоядерных реакций уже с участием гелия. Этот процесс стимулирует просто невероятное по масштабам расширение звезды. И теперь она считается красным гигантом.

Эпизод IV. Конец существования звезд и их гибель

Старые светила, как и их юные собратья, делятся на несколько видов: с малой массой, средних размеров, сверхмассивные звезды, и . Что касается объектов с небольшой массой, то до сих пор нельзя точно утверждать какие именно процессы с ними происходят на последних стадиях существования. Все подобные явления гипотетически описаны при помощи компьютерного моделирования, а не на основании тщательных наблюдений за ними. После окончательного выгорания углерода и кислорода происходит увеличение атмосферной оболочки звезды и быстрая потеря ею газовой составляющей. В финале своего эволюционного пути светила многократно сжимаются, а их плотность наоборот значительно возрастает. Такую звезду принято считать белым карликом. Затем в ее жизненной фазе следует период красного сверхгиганта. Последним в цикле существования звезды является ее превращение, в результате очень сильного сжатия, в нейтронную звезду. Однако не все подобные космические тела становятся таковыми. Некоторые, чаще всего наиболее крупные по параметрам (больше 20-30 масс Солнца), переходят в разряд черных дыр в результате коллапса.

Интересные факты из жизненных циклов звезд

Одним из самых своеобразных и примечательных сведений из звездной жизни космоса является то, что подавляющее большинство светил в нашей находятся на стадии красных карликов. Такие объекты обладают массой значительно меньшей, чем у Солнца.

Довольно интересно также и то, что магнитное притяжение нейтронных звезд в миллиарды раз выше аналогичного излучения земного светила.

Влияние массы на звезду

Еще одним не менее занимательным фактом можно назвать продолжительность существования самых огромных из известных типов звезд. В силу того, что их масса способна в сотни раз превышать солнечную, выделение ими энергии тоже многократно больше, иногда даже в миллионы раз. Следовательно, период их жизни длится гораздо меньше. В некоторых случаях их существование укладывается всего в несколько миллионов лет, против миллиардов лет жизни звезд с небольшой массой.

Интересным фактом также является противоположность черных дыр белым карликам. Примечательно то, что первые возникают из самых гигантских по массе звезд, а вторые, наоборот, из наименьших.

Во Вселенной существует огромное количество уникальных явлений, о которых можно говорить бесконечно, ведь космос крайне слабо изучен и исследован. Все человеческие знания о звездах и их жизненных циклах, которыми обладает современная наука, в основном получены из наблюдений и теоретических расчетов. Такие малоизученные явления и объекты дают почву для постоянной работы тысячам исследователей и ученых: астрономов, физиков, математиков, химиков. Благодаря их непрерывному труду, эти знания постоянно накапливаются, дополняются и изменяются, становясь, таким образом, более точными, достоверными и всеобъемлющими.

Созерцая ясное ночное небо вдали от городских огней, нетрудно заметить что Вселенная полна звезд. Каким образом природе удалось создать несметное число этих объектов? Ведь по оценкам только в Млечном Пути около 100 млрд. звезд. Кроме того, звезды рождаются и поныне, 10-20 млрд. лет спустя после образования Вселенной. Как образуются звезды? Каким изменениям подвергается звезда, прежде чем она достигнет устойчивого состояния, как у нашего Солнца?

С точки зрения физики, звезда — это газовый шар

С точки зрения физики, — это газовый шар. Теплота и давление генерируемые в ядерных реакциях — главным образом в реакциях синтеза гелия из водорода — предотвращают сжатие звезды под действием собственной гравитации. Жизнь этого относительно простого объекта проходит по вполне определенному сценарию. Сначала происходит рождение звезды из диффузного облака межзвездного газа, потом идет долгое светопреставление. Но в конце концов, когда все ядерное топливо будет исчерпано, она превратится в слабосветящийся белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру.

Это описание может создать впечатление, что детальный анализ образования и ранних стадий эволюции звезд не должен вызывать существенных трудностей. Но взаимодействие гравитации и теплового давления приводит к тому, что звезды ведут себя непредсказуемым образом.
Рассмотрим, например, эволюцию светимости, то есть изменение количества энергии, испускаемое звездной поверхностью в единицу времени. Внутренняя температура молодой звезды слишком мала для слияния атомов ядер водорода, поэтому ее светимость должна быть относительно низкой. Она может возрасти, когда начнутся ядерные реакции, и лишь потом может постепенно падать. На самом деле очень молодая звезда чрезвычайно яркая. Ее светимость уменьшается с возрастом, достигая временного минимума во время горения водорода.

На ранних стадиях эволюции в звездах происходят разнообразные физические процессы

На ранних стадиях эволюции в звездах происходят разнообразные физические процессы, некоторые из которых еще плохо поняты. Только в последние два десятилетия астрономы начали строить детальную картину эволюции звезд на основе достижений.теории и наблюдений.
Звезды рождаются из больших не наблюдаемых в видимом свете облаков, расположенных в дисках спиральных галактик. Эти объекты астрономы называют гигантскими молекулярными комплексами. Термин «молекулярный» отражает тот факт, что газ в комплексах в основном состоит из водорода в молекулярной форме. Такие облака — самые большие образования в Галактике, иногда достигают более 300 св. лет в поперечнике.

При более тщательном анализе эволюции звезды

При более тщательном анализе обнаруживается, что звезды образуются из отдельных конденсаций — компактных зон -в гигантском молекулярном облаке. Астрономы исследовали свойства компактных зон с помощью больших радиотелескопов — единственных инструментов, способных регистрировать слабое миллимоблаков. Из наблюдений этого излучения следует, что типичная компактная зона имеет диаметр несколько световых месяцев, плотность 30000 молекул водорода на 1 см^ и температуру 10 Кельвинов.
На основе этих значений был сделан вывод, что давление газа в компактных зонах таково, что оно может противостоять сжатию под действием сил самогравитации.

Поэтому, чтобы образовалась звезда, компактная зона должна сжиматься из неустойчивого состояния, причем такого, чтобы силы гравитации превышали внутреннее газовое давление.
Пока еще не ясно, как компактные зоны конденсируются из исходного молекулярного облака и приобретают такое неустойчивое состояние. Тем не менее еще до открытия компактных зон у астрофизиков была возможность смоделировать процесс звездообразования. Уже в 60-х годах теоретики использовали компьютерное моделирование, чтобы определить, как происходит сжатие облаков в неустойчивом состоянии.
Хотя для теоретических расчетов использовался широкий диапазон начальных условий, полученные результаты совпадали: у слишком неустойчивого облака сжимается сначала внутренняя часть, то есть свободному падению подвергаются сначала вещество в центре, а периферийные области остаются стабильными. Постепенно область сжатия распространяется наружу, охватывая все облако.

Глубоко в недрах сжимающийся области начинается эволюция звезд

Глубоко в недрах сжимающийся области начинается звездообразование. Диаметр звезды -всего лишь одна световая секунда, т. е. одна миллионная поперечника компактной зоны. Для таких относительно малых размеров общая картина сжатия облака не существенна, а главную роль здесь играет скорость падения вещества на звезду

Скорость падения вещества может быть разной, но она в прямую зависит от температуры облака. Чем выше температура, тем больше скорость. Вычисления показывают, что масса, равная массе Солнца, может накапливаться в центре сжимающейся компактной зоны за время от 100 тыс. до 1 млн. лет.Тело, образующееся в центре коллапсирующе-го облака, называют протозвездой. С помощью компьютерного моделирования астрономы разработали модель, описывающую строение протозвезды.
Оказалось, что падающий газ ударяется о поверхность протозвезды с очень высокой скоростью. Поэтому образуется мощный ударный фронт (резкий переход к очень высокому давлению). В пределах ударного фронта газ нагревается почти до 1 млн. Кельвинов, затем при излучении у поверхности быстро охлаждается примерно ло 10000 К, образуя слой за слоем протозвезду.

Наличием ударного фронта объясняется высокая яркость молодых звезд

Наличием ударного фронта объясняется высокая яркость молодых звезд. Если масса протоз-везды равна одной солнечной, то ее светимость может превышает солнечную в десять раз. Но она обусловлена не реакциями термоядерного синтеза, как у обычных звезд, а кинетической энергией вещества, приобретаемой в поле гравитации.
Протозвезды можно наблюдать, но не с помощью обычных оптических телескопов.
Весь межзвездный газ, в том числе и тот, из которого образуются звезды, содержит в себе «пыль» — смесь твердых частиц субмикронных размеров. Излучение ударного фронта встречает на своем пути большое число этих частиц, падающих вместе с газом на поверхность протозвезды.
Холодные пылевые частицы поглощают фотоны, испускаемые ударным фронтом, и переизлучают их более длинноволновыми. Это длинноволновое излучение в свою очередь поглощается, а затем переизлучается еще более удаленной пылью. Поэтому пока фотон прокладывают свой путь сквозь облака пыли и газа, его длина волны оказывается в инфракрасном диапазоне электромагнитного спектра. Но уже на расстоянии нескольких световых часов от протозвезды длина волны фотона становится слишком велика, так что пыль не может его поглотить, и он, наконец, может беспрепятственно мчаться к земным телескопам, чувствительным к инфракрасному излучению.
Несмотря на широкие возможности современных детекторов, астрономы не могут утверждать, что телескопы действительно регистрируют излучение протозвезд. По-видимому они глубоко спрятаны в недрах компактных зон, зарегистрированных в радиодиапазоне. Неопределенность в регистрации связана с тем, что детекторы не могут отличить протозвезду от более старших звезд, вкрапленных в газ и пыль.
Для надежного отождествления инфракрасный или радиотелескоп должен обнаружить доплеровское смещение спектральных линий излучения протозвезды. Доплеровское смещение показало бы истинное движение газа, падающего на ее поверхность.
Как только в результате падения вещества масса протозвезды достигает нескольких десятых массы Солнца, температура в центре становится достаточной для начала реакций термоядерного синтеза. Однако термоядерные реакции в протозвездах коренным образом отличаются от реакций в звездах среднего «возраста». Источником энергии таких звезд являются реакции термоядерного синтеза гелия из водорода.

Водород — самый распространенный химический элемент во Вселенной

Водород — самый распространенный химический элемент во Вселенной. При рождении Вселенной (Большом взрыве) этот элемент образовался в обычной форме с ядром, состоящим из одного протона. Но два из каждых 100000 ядер являются ядрами дейтерия, состоящими из протона и нейтрона. Этот изотоп водорода присутствует в современную эпоху в межзвездном газе, из которого он попадает в звезды.
Примечательно, что эта мизерная примесь играет доминирующую роль в жизни протозвезд. Температура в их недрах недостаточна для реакций обычного водорода, которые происходят при 10 млн. Кельвинов. Но в результате гравитационного сжатия температура в центре протозвезды легко может достичь 1 млн. Кельвинов, когда начинается слияние ядер дейтерия, при которых также выделяется колоссальная энергия.

Непрозрачность протозвездного вещества слишком велика

Непрозрачность протозвездного вещества слишком велика, чтобы эта энергия передавалась путем лучистого переноса. Поэтому звезда становится конвективно неустойчивой: нагретые на «ядерном огне» пузыри газа всплывают к поверхности. Эти восходящие потоки уравновешиваются нисходящими к центру потоками холодного газа. Подобные конвективные движения, но в гораздо меньших масштабах, имеют место в комнате с паровым отоплением. В протозвезде конвективные вихри переносят дейтерий с поверхности в ее недра. Таким образом топливо, необходимое для термоядерных реакций, достигает ядра звезды.
Несмотря на очень низкую концентрацию ядер дейтерия, выделяющееся при их слиянии тепло оказывает сильное влияние на протозвезду. Главным следствием реакций горения дейтерия является «разбухание» протозвезды. Из-за эффективного переноса тепла путем конвекции в результате «горения» дейтерия протозвезда увеличивается в размерах, который зависит от ее массы. Протозвезда одной солнечной массы имеет радиус, равный пяти солнечным. При массе, равной трем солнечным, протозвезда раздувается до радиуса, равного 10 солнечным.
Масса типичной компактной зоны больше массы порождаемой ее звезды. Поэтому должен существовать некоторый механизм, удаляющий излишнюю массу и прекращающий падение вещества. Большинство астрономов убеждены, что за это ответственен сильный звездный ветер, вырывающийся с поверхности протозвезды. Звездный ветер сдувает падающий газ в обратном на-правлении и в конце концов рассеивает компактную зону.

Идея звездного ветра

Из теоретических расчетов «идея звездного ветра» не следует. И удивленным теоретикам были предоставлены свидетельства этого явления: наблюдения потоков молекулярного газа, движущихся от инфракрасных источников излучения. Эти потоки связаны с протозвездным ветром. Его происхождение одна из самых глубоких тайн молодых звезд.
Когда рассеивается компактная зона, обнажается объект, который можно наблюдать в оптическом диапазоне — молодая звезда. Как и протозвезда, она имеет высокую светимость, которая в большей мере определяется гравитацией, чем термоядерным синтезом. Давление в недрах звезды предотвращает катастрофический гравитационный коллапс. Однако тепло, ответственное за это давление, излучается со звездной поверхности, поэтому звезда очень ярко светит и медленно сжимается.
По мере сжатия ее внутренняя температура постепенно растет и в конце концов достигает 10 млн. Кельвинов. Тогда начинаются реакции слияния ядер водорода с образованием гелия. Выделяемое тепло создает давление, препятствующее сжатию, и звезда долго будет светить, пока в ее недрах не закончится ядерное топливо.
Нашему Солнцу, типичной звезде, потребовалось около 30 млн. лет на сжатие от протозвездных до современных размеров. Благодаря теплу, выделяемому при термоядерных реакциях, оно сохраняет эти размеры уже в течение примерно 5 млрд. лет.
Так рождаются звезды. Но несмотря на столь явные успехи ученых, позволивших нам узнать одну из многих тайн мироздания, еще многие известные свойства молодых звезд пока полностью не понятны. Это относится к их неправильной переменности, колоссальному звездному ветру, неожиданным ярким вспышкам. На эти вопросы еще нет уверенных ответов. Но эти нерешенные проблемы следует рассматривать как разрывы в цепи, основные звенья которой уже спааяны. И нам удастся замкнуть эту цепь и завершить биографию молодых звезд, если мы найдем ключ, созданный самой природой. И этот ключ мерцает в ясном небе над нами.

Рождение звезды видео:

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

Как и любые тела в природе, звезды тоже не могут оставаться неизменными. Они рождаются, развиваются и, наконец, «умирают». Эволюция звезд занимает миллиарды лет, а вот по поводу времени их образования ведутся споры. Раньше астрономы считали, что процесс их «рождения» из звездной пыли требует миллионы лет, но не так давно были получены фотографии области неба из состава Большой Туманности Ориона. За несколько лет там возникло небольшое

На снимках 1947 года в этом месте была зафиксирована небольшая группа звездоподобных объектов. К 1954 году некоторые из них уже стали продолговатыми, а еще через пять лет эти объекты распались на отдельные. Так впервые процесс рождения звезд проходил буквально на глазах у астрономов.

Давайте подробно разберем, как проходит строение и эволюция звезд, с чего начинается и чем заканчивается их бесконечная, по людским меркам, жизнь.

Традиционно ученые предполагают, что звезды образуются в результате конденсации облаков газо-пылевой среды. Под действием гравитационных сил из образовавшихся облаков формируется непрозрачный газовый шар, плотный по своей структуре. Его внутреннее давление не может уравновесить сжимающие его гравитационные силы. Постепенно шар сжимается настолько, что температура звездных недр повышается, и давление горячего газа внутри шара уравновешивает внешние силы. После этого сжатие прекращается. Длительность этого процесса зависит от массы звезды и обычно составляет от двух до нескольких сотен миллионов лет.

Строение звезд предполагает очень высокую температуру в их недрах, что способствует беспрерывным термоядерным процессам (водород, который их образует, превращается в гелий). Именно эти процессы являются причиной интенсивного излучения звезд. Время, за которое они расходуют имеющийся запас водорода, определяется их массой. От этого же зависит и длительность излучения.

Когда запасы водорода истощаются, эволюция звезд подходит к этапу образования Это происходит следующим образом. После прекращения выделения энергии гравитационные силы начинают сжимать ядро. При этом звезда значительно увеличивается в размерах. Светимость также возрастает, поскольку процесс продолжается, но только в тонком слое на границе ядра.

Этот процесс сопровождается повышением температуры сжимающегося гелиевого ядра и превращением ядер гелия в ядра углерода.

По прогнозам, наше Солнце может превратиться в красного гиганта через восемь миллиардов лет. Радиус его при этом увеличится в несколько десятков раз, а светимость вырастет в сотни раз по сравнению с нынешними показателями.

Продолжительность жизни звезды, как уже отмечалось, зависит от ее массы. Объекты с массой, которая меньше солнечной, очень экономно «расходуют» запасы своего поэтому могут светить десятки миллиардов лет.

Эволюция звезд заканчивается образованием Это происходит с теми из них, чья масса близка к массе Солнца, т.е. не превышает 1,2 от нее.

Гигантские звезды, как правило, быстро истощают свой запас ядерного горючего. Это сопровождается значительной потерей массы, в частности, за счет сброса внешних оболочек. В результате остается только постепенно остывающая центральная часть, в которой ядерные реакции полностью прекратились. Со временем такие звезды прекращают свое излучение и становятся невидимыми.

Но иногда нормальная эволюция и строение звезд нарушается. Чаще всего это касается массивных объектов, исчерпавших все виды термоядерного горючего. Тогда они могут преобразовываться в нейтронные, или И чем больше ученые узнают об этих объектах, тем больше возникает новых вопросов.