Эволюция звёзд разной массы
Эволюция звезды с массой, примерно равной массе Солнца
Звёзды с массой, не сильно отличающейся от массы Солнца (а таких звёзд — большинство), заканчивают свою жизнь сравнительно «мирно» — без взрывов.
Образовавшиеся из них белые карлики постепенно остывают, становясь в конце концов невидимыми. Но это происходит чрезвычайно медленно, так как из-за очень малой поверхности белый карлик излучает энергию очень медленно. К тому же его остывание несколько притормаживается гравитационным сжатием, которое продолжает «подогревать» белый карлик. Длительность пребывания звезды в стадии белого карлика и объясняет «населённость» этой области на диаграмме «температура — светимость».
Картина неизбежного остывания белого карлика кажется довольно грустной, но, оказывается, это не всегда конец жизни звезды. Если вблизи белого карлика есть другая звезда, у него может начаться новая жизнь с гигантскими «фейерверками». Об этом мы расскажем ниже.
Эволюция звезды с массой, большей массы Солнца
Нейтронные звёзды
Если масса ядра звезды превышает массу Солнца более чем в 1,4 раза, колоссальная сила тяготения «вдавит» электроны в протоны, в результате чего образуются нейтроны.
При этом возникнет нейтронная звезда, то есть звезда, состоящая в основном из нейтронов, — как бы гигантских размеров «атомное ядро». Масса такой звезды сопоставима с массой Солнца, а диаметр составляет всего несколько километров!
Плотность нейтронной звезды близка к плотности атомного ядра и во много раз превышает плотность белых карликов: масса напёрстка вещества нейтронной звезды равна массе нескольких гружёных товарных вагонов.
Модели образования нейтронных звёзд разработали советский физик Л. Д. Ландау и американский физик Р. Оппенгеймер.
Источник
Компактная звезда с массой равной примерно массе солнца это
§ 45. эволюция звезд
Пути эволюции звёзд и скорость, с которой она происходит, зависят от массы звёзд.
Звёзды образуются из облаков пыли и газа, состоящего в основном из водорода и гелия, сжимающихся под действием сил гравитации. При сжатии облака часть энергии гравитации переходит в тепловую, и его центральные области нагреваются (см. рис. 45а). Поэтому, чем больше масса сжимающегося облака, тем больше температура и давление в центральной его части. Если масса сжимающегося облака достаточна (> 8% массы Солнца) для того, чтобы в процессе сжатия внутри него начали происходить термоядерные реакции, то из такого облака рождается протозвезда (от греч . « п ротос » – первичная). Облака меньшей массы при сжатии образуют небесные тела, называемые коричневыми карликами, которые излучают много тепла, а светятся едва-едва, т.к. температура их поверхности меньше 2500 К.
Сжатие протозвезды со временем останавливается возрастающим давлением в её ядре, и она становится настоящей звездой, принадлежащей «главной последовательности». Чем больше масса протозвезды, тем меньше времени ей требуется, чтобы превратиться в звезду . Протозвёзды с массой, равной массе Солнца тратят на это 30 млн. лет, а с массой в 10 раз меньше (красные карлики) – 100 млн. лет.
В ядре звезды непрерывно идет термоядерная реакция — синтез тяжелых ядер из более лёгких, сопровождающийся выделением энергии. Промежуток времени, в течение которого звёзды стабильны и находятся на «главной последовательности», зависит от их массы. Чем больше масса, тем быстрее исчезают запасы водорода в ядре звезды. У средних по массе звёзд (с массой примерно равной массе Солнца) запасов водорода достаточно на 10 млрд. лет, у меньших (красных карликов) – на 100 млрд. лет, а у звёзд с массой в 10 раз больше, чем у Солнца – лишь несколько десятков млн. лет.
После «сгорания» всего водорода в ядре средней звезды, масса которой меньше 1,2 массы Солнца, оно сжимается и нагревается, а термоядерная реакция продолжается только снаружи ядра, в шаровом слое вокруг него, где раньше не было условий для протекания реакции, и сохранились запасы водорода. Со временем шаровой слой нагревается и достигает гигантских размеров (около сотни радиусов Солнца), отрываясь от ядра. При этом температура внешнего слоя звезды падает, и она по своим характеристикам переходит в область красных гигантов на диаграмме «светимость – температура» (рис. 45б). Потом за время порядка 10-100 тыс. лет оболочка гиганта рассеивается в пространство, а оставшееся горячее ядро постепенно остывает и превращается в белого карлика, масса которого сравнима с массой Солнца, а радиус — всего несколько тысяч километров. Поэтому средняя плотность белых карликов часто превышает 10 9 кг/м 3 (тонну на кубический сантиметр!). Термоядерные реакции внутри белого карлика не идут, а светится он за счёт медленного остывания.
Эволюция звёзд, как и протозвёзд, зависит от их массы. Массивные звезды после выгорания водорода в ядре сначала становятся красными сверхгигантами, а потом, когда ядро нагревается достаточно для превращения гелия в углерод, то звезда возвращается на «главную последовательность». Когда исчезает гелий, звезда опять уходит с «главной последовательности» и т. д. При этом, если масса звезды раза в два превышает массу Солнца, то звезда на одном из своих этапах эволюции может потерять устойчивость и взорваться, выбросив из себя синтезированные ядра тяжелых химических элементов. Такие взрывающиеся звёзды называют сверхновыми.
Расчёты показывают, что з вёзды, у которых масса 1,5 – 3 раза больше, чем у Солнца не смогут в конце жизни стать белыми карликами. Мощные силы гравитации сожмут электроны и протоны так сильно, что произойдёт «нейтрализация» вещества, и почти вся масса звезды будет заключена в нейтронах. Такую звезду называют нейтронной звездой, и её диаметр может составлять лишь 20-100 км.
Вопросы для повторения:
· Как происходит рождение и эволюция протозвезды?
· Опишите эволюцию звезды, подобной Солнцу?
· Какие условия образования сверхновых и нейтронных звёзд?
Рис. 45. (а) – схема образования протозвезды из облака пыли и газа; (б) – путь эволюции ( обозначен синей кривой) звезды, аналогичной Солнцу, проходящий через область гигантов и оканчивающийся в области белых карликов.
Источник
Как происходит эволюция звёзд
Как известно, звезда — это гигантский раскаленный газовый шар, находящийся в состоянии равновесия. Внутри этого шара происходят термоядерные реакции, в результате которых вырабатывается энергия и излучается свет.
Практически любо тело во Вселенной имеет свой жизненный цикл. Собственно говоря, светила не исключения. Они также рождаются и умирают, как и другие тела. Правда, жизненный путь звезд, то есть последовательные изменения в течение всей её жизни, очень долгий. Ниже мы как раз рассмотрим основные этапы эволюции звезд.
Проксима Центавра
Стадии эволюции звезд
Основные этапы эволюции звезд, можно сказать, как у всех в нашей Вселенной.
Из них, главным образом, выделяют:
Но, как и мы отличаемся друг от друга, так и звёзды. Под влиянием разных факторов их жизненный путь у каждого свой. Всё как у людей. Нас даже создала одна природа и сила — сила нашей Вселенной.
Как появляются звёзды
Сначала в космическом пространстве образуются огромные газовые облака. На самом деле, эти холодные разреженные облака межзвёздного газа сжимаются под силой гравитации. Так начинается процесс звёздного формирования.
На его конечном этапе объект называют протозвездой. Вроде уже и не просто облако, но еще и не полноценное светило. Во время сжатия температура таких газовых облаков резко увеличивается. Из-за чего, в свою очередь, внутри них начинают происходить термоядерные реакции синтеза гелия из водорода.
Протозвезда
Главная последовательность
Именно в это время, то есть с началом ядерных процессов, рождается звезда. На данном этапе, чаще всего, она является представителем главной последовательности звезд. Правда, бывают и исключения. Например, субкарлики и коричневые карлики. Они отличаются небольшой массой и слабым ядерным синтезом.
Коричневый карлик
Между прочим стадия главной последовательности самая длинная в жизни светил (около 90% от общей продолжительности). Остальные же их этапы существования длятся значительно меньше. Вероятно, по этой причине во Вселенной преобладают звёзды, находящиеся именно на этой стадии развития. А вот как после неё будет проходить эволюционирование напрямую зависит от массы тела.
Эволюция звезд различной массы
Стоит отметить, что звездные тела имеют разные характеристики.
Низкая масса
Если начальная масса светила меньше 0.08 солнечной массы, то в недрах таких звезд не возникнет сгорание водорода. Проще говоря, в них отсутствует ядерный синтез, а энергия вырабатывается благодаря сжатию ядра. Примером подобных светил являются коричневые карлики. Их конечный этап — превращение в чёрный карлик, то есть остывшую звезду, которая не выделяет энергию.
К сожалению, такая же участь уготовлена красным карликам с подобной массой. Но в отличие от коричневых собратьев, внутри них происходит горение водорода. Правда, в слоевом источнике в районе гелиевого ядра водород уже не горит. В результате светило сжимается и нагревается. Затем наступает последний этап эволюции красного карлика малой массы — вырожденный гелиевый карлик. В это время практически всё звёздное тело состоит из гелия с водородной оболочкой, а равновесие удерживается вырожденным электронным газом.
Белый карлик
Средняя масса
Как оказалось, звёздная эволюция при средней массе тела проходит по следующему пути.
Для светил с массой от 0.5 до 8 солнечных масс путь один — это превращение в углеродно-кислородный белый карлик, который будет состоять из вырожденного газа.
Когда у звёзд с данными значениями массы в ядре заканчивается водород (он же сжигается, как мы помним), начинается его горение в слоевом источнике вокруг гелиевого ядра. В результате светило эволюционирует в стадию красного гиганта.
Красный гигант
Правда, процесс перевоплощения немного отличается при определенном весе. Так, если весовой показатель звезды находится в пределах от 0.5 до 3 солнечных масс, то в её ядре гелий взорвётся. Потому как в нём располагается вырожденный газ, произойдёт так называемая гелиевая вспышка.
Массивные звезды
А вот для светил с большей массой (от 3 до 8 солнечных) гелий будет гореть, но не взорвется. Поскольку газ не успевает выродиться из-за постоянной высокой ядерной температуры. Вместе с гелиевым сгоранием начинается рост конвективного ядра (то есть области, где происходит перенос энергии путём перемешивания веществ), а вокруг него горит оболочка из водорода. Что также приводит к превращению звезды в красный гигант.
Конвективная зона
Как происходит эволюция звезд на последнем этапе
Конечно, спустя какое-то время, запасы гелия иссякнут. И он начнёт сгорать в слоевом источнике около ядра. Которое, в свою очередь, будет сжиматься и нагреваться. В это время водородная оболочка, наоборот, расширяется и остывает. Таким образом звезда трансформируется из красного карлика в сверхгигант.
На следующем этапе своей жизни в центрах звезд с массой от 0.5 до 8 солнечных масс образуется углеродно-кислородное ядро, наполненное вырожденным газом. Собственно, вот и сформировался белый карлик. Но его оболочка всё продолжает расширяться и, наконец, она отделяется от светила.
Более того, уже отделившаяся оболочка не прекращает увеличиваться и, в конце концов, превращается в планетарную туманность. А звезда, как уже было сказано, остаётся белым карликом с вырожденным газом.
Планетарная туманность Глаз Бога
Жизнь светил с высокой массой
Эволюция светил с высокой массой (от 8 до 10 солнечных) происходит по тому же сценарию, как и со средней. Но у них не успевает образоваться углеродно-кислородное ядро. Потому как оно сжимается и вырождается, а лишь затем начинает гореть углерод.
И вместо гелиевой вспышки происходит углеродная. Её также называют углеродной детонацией.
Иногда подобная детонация приводит к взрыву звезды как сверхновой. А иногда светило эволюционирует в неё без взрыва (при увеличении температуры в недрах газ может не вырождаться) и продолжает свою жизнь.
По данным учёных, во Вселенной есть очень массивные звёзды (около 10 солнечных масс). В результате того, что они очень горячие, внутри их ядра гелий начинает гореть, а они не успевают достигнуть стадии красного гиганта. Под действием различных факторов и процессов такие светила вырабатывают тяжёлые элементы. Таким образом происходит ядерный коллапс (разрушение), которое в зависимости от ядерной массы может сформировать либо нейтронную звезду, либо даже чёрную дыру.
Эволюция звёзд
Можно сказать, что рождение и эволюция звезд начинается в результате ядерных реакций. А также заканчивается, когда они прекращаются.
Конечно, развитие и длительность жизни звёзд разная, так как процессы в них протекают по-разному. Более того, конечные стадии их эволюции также отличаются. Да, есть определённые закономерности, но будущее неизвестно никому. Ведь, например, при расширении одного светила, оно может зацепить другое. Почему бы нет? Наверное, вы поняли, что большую роль играет масса тела и процессы, в нём протекающие.
В любом случае, происхождение таких различных между собой космических объектов, таких красивейших и прекрасных, является одним из чудес Вселенной. А их бесчисленное множество, участие в образовании других, не менее восхитительных объектов, играет огромную роль в развитии нашего космоса.
Источник
§ 25. Эволюция звёзд
1. По какому принципу строится диаграмма «спектр — светимость» (диаграмма Герцшпрунга — Рессела)?
Существует зависимость между основными физическими характеристиками звёзд. На основе наблюдений определяются спектральные классы звёзд, а по известному расстоянию — абсолютные звёздные величины, или светимости звёзд.
В начале ХХ в. независимо друг от друга датский астроном Эйнар Герцшпрунг и американский астрофизик Генри Рессел установили связь между этими характеристиками. Данную зависимость можно представить в виде диаграммы: по горизонтальной оси откладывается спектральный класс (или температура) звёзд, а по вертикальной — их светимость (в абсолютных величинах). Каждой звезде соответствует точка на этой диаграмме. Такая диаграмма называется диаграммой Герцшпрунга — Рессела или диаграммой «спектр — светимость»
2. Как на диаграмме «спектр — светимость» располагаются звёзды различного размера?
В верхней части диаграммы «спектр — светимость» располагается последовательность сверхгигантов, которые имеют очень высокую светимость, низкую плотность. Диаметры таких звёзд значительно превышают диаметр Солнца.
В левой нижней части диаграммы располагается последовательность белых карликов. Это горячие звёзды со слабой светимостью, которые имеют размеры, приблизительно равные размерам Земли, и массы близки к массе Солнца.
3. Дайте краткую характеристику звёздам: сверхгиганты, красные гиганты, белые карлики, красные карлики.
Сверхгиганты — это горячие звёзды, чья масса намного превышает солнечную. Температура и давление в недрах выше, чем у звёзд более поздних спектральных классов. Имеет ускоренное выделение термоядерной энергии. Светимость у них больше, и эволюционировать они должны быстрее.
Красные гиганты имеют массы ненамного превосходящие солнечную (1.3 раза), радиусы у таких звёзд больше приблизительно в 20 раз, светимость — в 220 раз. Эти звёзды имеют неоднородную структуру. По мере выгорания водорода внутри звезды образуется гелиевое ядро, а оболочка разрастается.
Белый карлик — звезда небольших размеров с массой, равной примерно массе Солнца, имеет радиус примерно в 100 раз меньше Солнца. Плотность таких звёз в 100 тыс. раз выше плотности воды.
Красные карлики — звёзды с массой, меньшей, чем у Солнца. Звёзды остаются полностью конвективными всегда, если их масса не превышает 0.3 массы Солнца. Не имеют лучистого ядро. Температура в центре таких звёзд мала для того, чтобы полностью работал протон-протонный цикл. Он обрывается на образовании изотопа $^3\mathrm<Не>,$ а сам $^4\mathrm<Не>$ уже не синтезируется.
4. Что понимают под эволюцией звёзд?
Эволюция звёзд — постепенное изменение с течением времени физических характеристик, внутреннего строения и химического состава.
5. Опишите в общих чертах процесс образования звёзд.
Звёзды образуются в результате сжатия вещества межзвёздной среды. Звёзды рождаются группами из гигантских газопылевых комплексов размерами до 100 пк и массой в десятки, а иногда и сотни тысяч солнечных масс. Газ в этих комплексах находится в молекулярном состоянии с температурой около 10 К.
В газопылевом облаке случайно или под действием внешних причин возникают гравитационно-неустойчивые фрагменты, которые продолжают сжиматься. Также запустить процесс образования могут столкновения молекулярных облаков; звёздный ветер от молодых горячих звёзд; ударные волны, порождённые вспышками сверхновых звёзд.
Формирующаяся звезда в конце стадии сжатия имеет довольно большие размеры при ещё относительно низкой температуре поверхности. Сжатие протозвезды прекращается при достижении температуры в центре ядра до нескольких миллионов градусов, после чего включаются термоядерные источники энергии, реакции протон-протонного цикла. Звезда считается рождённой в момент начала термоядерных реакций в ней. После начала водородных реакций и установления равновесного состояния звезда попадает на главную последовательность диаграммы «спектр-светимость».
6. Что понимают под классами светимости?
Классы светимости — звёздные группы, учитывающие особенности спектральных линий и светимость звёзд.
Источник