Эволюция звезд. Диаграмма «спектр-светимость». Конечные стадии звезд

Время жизни звезд составляет от миллионов до десятков миллиардов лет. Это время слишком велико, чтобы проследить жизненный путь звезд, или их эволюцию.

По современным представлениям, звезды образуются в результате сжатия (гравитационной конденсации) вещества межзвездной среды. Звезды 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. Под действием самогравитации комплекс сжимается, плотность его растет, и он распадается на отдельные сгустки или газопылевые облака. В газопылевом облаке возникают гравитационно-неустойчивые фрагменты, которые продолжают сжиматься.

Сжимающиеся под действием собственного тяготения фрагменты газо-пылевого комплекса называют протозвездами.

Сжатие протозвезды прекращается, когда температура в центре ядра достигает более 10 млн. градусов, при которых включаются термоядерные источники энергии, реакции протон-протонного цикла. Протозвезда приходит в равновесное состояние. Момент начала термоядерных реакций есть момент рождения звезды.

Спектральный класс OBAGF К ML

Дальнейшую эволюцию звезды хорошо отражает диаграмма Герцшпрунга—Рессела (рис. 12.1)

В начале XX столетия независимо друг от друга датский астроном Э. Герцшпрунг и несколько позже американский астрофизик Г. Рессел установили связь между спектральным классом (или температурой) и светимостью звезд. Звезды с известными физическими характеристиками наносят на график в виде точек. Полученный график называется диаграммой Герцшпрунга—Рессела или диаграммой «спектр—светимость».

Звезды на диаграмме располагаются не хаотически, а образуют несколько последовательностей. Большинство звезд сосредоточено вдоль криволинейной диагонали, идущей из левого верхнего в правый нижний угол, так называемой главной последовательности.

 

 

Показатель цвета Рис. 12.1

 

От массы в первую очередь зависит, в какую часть главной последовательности

попадет звезда

после своего рождения. В левой верхней части главной последовательности находятся массивные горячие звезды, в десятки тысяч раз превышающие по светимости Солнце — это голубые сверхгиганты. Звезды малой массы с относительно низкой температурой фотосферы, находящиеся в нижней правой части главной последовательности, называются красными карликами.

По приведенной выше формуле можно подсчитать, что Солнце исчерпает свой запас водородного топлива примерно за 10 млрд. лет; звезды, равные 10 массам Солнца, — всего за 10 млн. лет; слабо излучающие красные карлики массой около 0,5 массы Солнца — за 80 млрд. лет.

После выгорания водорода в недрах звезды образуется горячее гелиевое ядро. Дальнейшая эволюция звезды зависит от массы этого ядра. При массе ядра меньше 1,2 массы Солнца гравитационного сжатия будет достаточно для повышения температуры до 10⁸ К и возгорания гелия с образованием углеродного ядра. Стадия горения гелия по времени в 10 раз короче стадии горения водорода. Излучаемая энергия из горячего ядра вызывает повышение давления, от которого фотосфера звезды расширяется и охлаждается. Светимость звезды возрастает, а температура падает. Звезда сходит с главной последовательности и в зависимости от массы ста­новится красным гигантом или сверхгигантом. Разрастающаяся атмосфера звезды постепенно удаляется от ядра, образуя планетарную туманность. При массе 1,4 массы Солнца гравитационное сжатие приводит к образованию белого карлика, не имеющего термоядерных источников энергии. Белый карлик — компактная звезда с массой, равной примерно массе Солнца, радиусом приблизительно в 100 раз меньше Солнца. Плотность вещества белых карликов в миллионы раз больше средней плотности Солнца.

Белые карлики находятся на одной из конечных стадий жизни (или, как мы уже указывали, эволюции) звезд.

У массивных звезд на конечной стадии их развития термоядерные реакции идут вплоть до образования ядра из элементов группы железа. Ядерные реакции с образованием еще более тяжелых элементов могут идти с поглощением энергии, поэтому звезда охлаждается и сжимается. Внутренние слои обрушиваются к центру звезды, возникает ударная волна, движущаяся от центра. Наружные слои звезды выбрасываются с огромной скоростью. Это явление нами наблюдается как вспышка сверхновой звезды.

Сверхновая звезда — это гигантский взрыв массивной звезды на заключительной стадии своей эволюции, при котором ее светимость возрастает в миллиард раз. После взрыва на месте сверхновой остается сверхплотная (нейтронная) звезда.

Нейтронная звезда — звезда, ядро которой состоит в основном из нейтронов, с характерным радиусом 10—20 км, массой, близкой к массе Солнца, и температурой в миллионы градусов.

Черная дыра — область замкнутого пространства, возникающая на конечной стадии эволюции массивной звезды, которая создала внутри области такое сильное поле тяготения, что из нее ничего не может вылететь — ни излучение, ни частицы.