Что превращаются звезды. Время жизни звезд

Привет дорогие читатели! Хотелось бы поговорить о прекрасном ночном небе. Почему о ночном? Спросите Вы. Потому, что на нем ярко видны звезды, эти прекрасные светящиеся маленькие точки на черно-синем фоне нашего неба. Но на самом деле они не маленькие, а просто огромные, а из -за большого расстояния кажутся такими крохотными .

Кто-нибудь из Вас представлял себе как рождаются звезды, как проживают свою жизнь, какая она у них вообще? Я предлагаю Вам сейчас прочесть эту статью и по ходу представить эволюцию звезд. Я подготовила парочку видео для наглядного примера 😉

Небо усеяно множеством звезд, среди которых разбросаны огромные облака пыли и газов, водорода в основном. Звезды рождаются именно в таких туманностях, или межзвездных областях.

Звезда живет настолько долго (до десятков миллиардов лет), что астрономам не под силу проследить жизнь от начала и до конца, хотя бы одной из них. Но зато у них есть возможность наблюдать за разными стадиями развития звезд.

Ученные объединили полученные данные, и смогли проследить за этапами жизни типичных звезд: момент рождения звезды в межзвездном облаке, ее молодость, средний возраст, старость и иногда весьма эффектную смерть.

Рождение звезды.

Возникновение звезды начинается с уплотнения вещества внутри туманности. Постепенно, образовавшееся уплотнение, уменьшается в размерах, сжимаясь под воздействием гравитации. Во время этого сжатия, или коллапса , выделяется энергия, которая разогревает пыль и газ и вызывает их свечение.

Возникает так называемая протозвезда . Температура и плотность вещества в ее центре, или ядре максимальные. Когда температура достигает отметки около 10 000 000°С, в газе начинают протекать термоядерные реакции.

Ядра атомов водорода начиняют соединяться и превращаются в ядра атомов гелия. При таком синтезе выделяется огромное количество энергии. Эта энергия, в процессе конвекции, переносится в поверхностный слой, а потом, в виде света и тепла излучается в космос. Таким вот образом, протозвезда превращается в настоящую звезду.

Излучение, которое исходит из ядра, разогревает газовую среду, создавая давление, которое направленное вовне, и таким образом, препятствуя гравитационному коллапсу звезды.

Результатом является, то, что она обретает равновесие, то есть имеет постоянные размеры, постоянную поверхностную температуру и постоянное количество выделяемой энергии.

Астрономы звезду на этой стадии развития называют звездой главной последовательности , таким образом, указывая место, которое она занимает на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла. Эта диаграмма выражает связь между температурой звезды и светимостью.

Протозвезды, имеющие небольшую массу, никогда не разогреваются до температур, которые необходимы для начала термоядерной реакции. Эти звезды, в результате сжатия, превращаются в тусклых красных карликов , или даже еще более тусклых коричневых карликов . Первая звезда коричневый карлик была открыта лишь 1987 году.

Гиганты и карлики.

Диаметр Солнца приблизительно равен 1 400 000 км, а температура его поверхности около 6 000°С, и оно излучает желтоватый свет. Оно на протяжении 5 млрд. лет входит в главную последовательность звезд.

Водородное «топливо» на такой звезде, приблизительно за 10 млрд. лет исчерпается, а в ее ядре останется, главным образом, гелий. Когда больше не остается чему «гореть», интенсивность излучения, направленного от ядра, уже не достаточна для уравновешивания гравитационного коллапса ядра.

Но той энергии, которая при этом выделяется, достаточно для того, чтобы разогреть окружающее вещество. В этой оболочке начинается синтез ядер водорода, выделяется больше энергии.

Звезда начинает ярче светиться, но теперь уже красноватым светом, и одновременно она еще и расширяется, увеличиваясь в размере в десятки раз. Теперь такая звезда называются красным гигантом .

Ядро красного гиганта сжимается, а температура возрастает до 100 000 000°С и более. Здесь происходит реакция синтеза ядер гелия, превращая его в углерод. Благодаря той энергии, которая при этом выделяется, звезда еще светится каких-нибудь 100 млн. лет.

После того как заканчивается гелий и реакции затухают, вся звезда постепенно, под влиянием гравитации, сжимается почти до размеров . Энергии, которая при этом выделяется, достаточно для того, чтобы звезда (теперь уже белый карлик) продолжала еще некоторое время ярко светиться.

Степень сжатия вещества в белом карлике очень высока и, следовательно, у него очень большая плотность – вес одной столовой ложки может достигать тысячи тонн. Таким вот образом проходит эволюция звезд размером с наше Солнце.

Видео показывающее эволюцию нашего Солнца в белого карлика

Жизненный цикл у звезды, масса которой в пять раз превышает массу Солнца, значительно короче, и она несколько иначе эволюционирует. Такая звезда намного ярче, а температура ее поверхности 25 000°С и более, период пребывания в главной последовательности звезд всего лишь около 100 млн. лет.

Когда такая звезда входит в стадию красного гиганта , температура в ее ядре превышает 600 000 000°С. В нем происходят реакции синтеза ядер углерода, который превращается в более тяжелые элементы, включая железо.

Звезда, под действием выделяемой энергии, расширяется до размеров, которые в сотни раз превышают ее первоначальные размеры. Звезду на этой стадии называют сверхгигантом .

В ядре внезапно прекращается процесс производства энергии, и оно в течение считаных секунд сжимается. При всем этом выделяется огромное количество энергии и образуется катастрофическая ударная волна.

Эта энергия проходит через всю звезду и выбрасывает значительную ее часть силой взрыва в космическое пространство, вызывая явление, которое известно как вспышка сверхновой звезды .

Для лучшего представления всего написанного, рассмотрим на схеме цикл эволюции звезд

В феврале 1987 года подобная вспышка наблюдалась в соседней галактике – Большом Магеллановом облаке. Эта сверхновая звезда в течение короткого времени светилась ярче целого триллиона Солнц.

Ядро сверхгиганта сжимается и образует небесное тело диаметром всего лишь 10-20 км, а плотность его настолько велика, что чайная ложка его вещества может весить 100 млн. тонн!!! Такое небесное тело состоит из нейтронов и называется нейтронной звездой .

Нейтронная звезда, которая только что образовалась, отличается большой скоростью вращения и очень сильным магнетизмом.

В результате создается мощное электромагнитное поле, которое испускает радиоволны и другие виды излучения. Они распространяются из магнитных полюсов звезды в форме лучей.

Эти лучи, из-за вращения звезды вокруг своей оси, как бы сканируют космическое пространство. Когда они проносятся мимо наших радиотелескопов, мы их воспринимаем как короткие вспышки, или импульсы (англ. Pulse). Поэтому такие звезды называются пульсарами .

Обнаружены пульсары были благодаря именно радиоволнам, которые они излучают. Сейчас стало известно, что многие из них излучают световые и рентгеновские импульсы.

Первый световой пульсар обнаружили в Крабовидной туманности. Его импульсы повторяются с периодичностью 30 раз в секунду.

Импульсы других пульсаров повторяются гораздо чаще: ПИР (пульсирующий источник радиоизлучения) 1937+21 вспыхивает 642 раза в секунду. Представить даже сложно такое!

Звезды, которые имеют наибольшую массу, превышающую в десятки раз массу Солнца, тоже вспыхивают, как сверхновые. Но из-за огромной массы, их коллапс имеет гораздо более катастрофический характер.

Разрушительное сжатие не прекращается даже на стадии образования нейтронной звезды, создавая область, в которой обычное вещество прекращает свое существование.

Остается только лишь одна гравитация, которая настолько сильная, что ничто, даже свет, не может избежать ее воздействия. Эта область называется черной дырой . Да уж, эволюция больших звезд страшная и очень опасная.

В этом видеоролике речь пойдет о том, как сверхновая превращается в пульсар и в черную дыру

Я не знаю как Вы, дорогие читатели, но лично я очень люблю и интересуюсь космосом и всем, что с ним связанно, это так загадочно и прекрасно, аж дух захватывает! Эволюция звезд нам много поведала о будущем нашей и всей .

Рассмотрим кратко основные этапы эволюции звезд.

Изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезды со временем.

Фрагментация вещества. .

Предполагается, что звезды образуются при гравитационном сжатии фрагментов газопылевого облака. Так, местами звездообразования могут являться так называемые глобулы.

Глобула - плотное непрозрачное молекулярно-пылевое (газопылевое) межзвездное облако, которое наблюдается на фоне светящихся облаков газа и пыли в виде темного круглого образования. Состоит преимущественно из молекулярного водорода (H 2) и гелия ( He ) с примесью молекул других газов и твердых межзвездных пылинок. Температура газа в глобуле (в основном, температура молекулярного водорода) T ≈ 10 ÷ 50К, средняя плотность n ~ 10 5 частиц/см 3 , что на несколько порядков больше, нежели в самых плотных обычных газопылевых облаках, диаметр D ~ 0,1 ÷ 1 . Масса глобул М ≤ 10 2 × M ⊙ . В некоторых глобулах наблюдаются молодые типа T Тельца.

Облако сжимается под действием собственной гравитации из-за гравитационной неустойчивости, которая может возникнуть либо самопроизвольно, либо как результат взаимодействия облака с ударной волной от сверхзвукового потока звездного ветра от находящегося неподалеку другого источника звездообразования. Возможны и другие причины возникновения гравитационной неустойчивости.

Теоретические исследования показывают, что в условиях, которые существуют в обычных молекулярных облаках (T ≈ 10 ÷ 30К и n ~ 10 2 частиц/см 3), первоначальное может происходить в объемах облака с массой М ≥ 10 3 × M ⊙ . В таком сжимающемся облаке возможен дальнейший распад на менее массивные фрагменты, каждый из которых будет также сжиматься под действием собственной гравитации. Наблюдения показывают, что в Галактике в процессе звездообразования рождается не одна , а группа звезд с разными массами, например, рассеянное звездное скопление.

При сжатии в центральных районах облака плотность возрастает, в результате чего наступает момент, когда вещество этой части облака становится непрозрачным к собственному излучению. В недрах облака возникает устойчивое плотное сгущение, которое астрономы называют ой.

Фрагментация вещества – распад молекулярно-пылевого облака на более ме ие части, дальнейшее которых приводит к появлению .

– астрономический объект, находящийся в стадии , из которого спустя некоторое время (для солнечной массы это время T ~ 10 8 лет) образуется нормальная .

При дальнейшем падении вещества из газовой оболочки на ядро (аккреция) масса последнего, а следовательно, температура и увеличиваются настолько, что газовое и лучистое давление сравниваются с силами . Сжатие ядра останавливается. Формирующаяся окружена непрозрачной для оптического излучения газопылевой оболочкой, пропускающей наружу лишь инфракрасное и более длинноволновое излучение. Такой объект ( -кокон) наблюдается как мощный источник радио и инфракрасного излучений.

При дальнейшем росте массы и температуры ядра световое давление останавливает аккрецию, а остатки оболочки рассеиваются в космическом пространстве. Появляется молодая , физические характеристики которой зависят от ее массы и начального химического состава.

Основным источником энергии рождающейся звезды является, по-видимому, энергия, высвобождающаяся при гравитационном сжатии. Это предположение следует из теоремы вириала: в стационарной системе сумма потенциальной энергии E п всех членов системы и удвоенной кинетической энергии 2 E к этих членов равна нулю:

E п + 2 E к = 0. (39)

Теорема справедлива для систем частиц, движущихся в ограниченной области пространства под действием сил, величина которых обратно пропорциональна квадрату расстояния между частицами. Отсюда следует, что тепловая (кинетическая) энергия равна половине гравитационной (потенциальной) энергии. При сжатии звезды полная энергия звезды уменьшается, при этом уменьшается гравитационная энергия: половина изменения гравитационной энергии уходит от звезды через излучение, за счет второй половины увеличивается тепловая энергия звезды.

Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца), находящиеся на подходе к главной последовательности, полностью конвективны; процесс конвекции охватывает все области светила. Это ещё по сути протозвёзды, в центре которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит, в основном, из-за . Пока ещё не установлено, звезды убывает при неизменной эффективной температуре. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела такие звёзды формируют почти вертикальный трек, называемый треком Хаяши. По мере замедления сжатия молодая приближается к главной последовательности.

По мере сжатия звезды начинает увеличиваться давление вырожденного электронного газа и при достижении определённого радиуса звезды сжатие останавливается, что приводит к остановке дальнейшего роста центральной температуры, вызываемого сжатием, а затем и к её понижению. Для звёзд меньше 0,0767 масс Солнца этого не происходит: выделяющейся в ходе ядерных реакций энергии никогда не хватит, чтобы уравновесить внутреннее давление и . Такие «недозвёзды» излучают энергии больше, чем образуется в ходе ядерных реакций, и относятся к так называемым ; их судьба - это постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, и, затем, постепенное остывание с прекращением всех начавшихся ядерных реакций .

Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 массы Солнца) качественно эволюционируют точно так же, как и их меньшие сестры, за тем исключением, что в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.

Звезды с массой больше 8 солнечных масс уже обладают характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные стадии и смогли достичь такой скорости ядерных реакций, чтобы они компенсировали потери энергии на излучение, пока накапливалась масса ядра. У этих звёзд истечение массы и настолько велики, что не просто останавливают коллапсирование ещё не ставших частью звезды внешних областей молекулярного облака, но, наоборот, отта ивает их прочь. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака.

Главная последовательность

Температура звезды растет, пока в центральных областях не достигнет значений, достаточных для включения термоядерных реакций, которые затем становятся главным источником энергии звезды. Для массивных звезд ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) – это «сгорание» водорода в углеродном цикле; для звезд с массой, равной или меньшей массы Солнца, энергия выделяется в протон-протонной реакции. переходит в стадию равновесия и занимает свое место на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела: у звезды большой массы температура в ядре очень высокая ( T ≥ 3 × 10 7 K ), выработка энергии весьма интенсивна, – на главной последовательности занимает место выше Солнца в области ранних ( O … A , (F )); у звезды небольшой массы температура в ядре сравнительно невысока ( T ≤ 1,5 × 10 7 K ), выработка энергии не столь интенсивна, – на главной последовательности занимает место рядом или ниже Солнца в области поздних (( F ), G , K , M ).

На главной последовательности проводит до 90% времени, отпущенного природой на ее существование. Время нахождения звезды на стадии главной последовательности также зависит от массы. Так, с массой M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O или B находится в стадии главной последовательности около 10 7 лет, в то время как красный карлик K 5 с массой M ≈ 0,5 × M ⊙ находится в стадии главной последовательности около 10 11 лет, то есть время, сравнимое с возрастом Галактики. Массивные горячие звезды быстро переходят в следующие этапы эволюции, холодные карлики находятся в стадии главной последовательности все время существования Галактики. Можно предположить, что красные карлики являются основным типом населения Галактики.

Красный гигант (сверхгигант).

Быстрое выгорание водорода в центральных районах массивных звезд приводит к появлению у них гелиевого ядра. При доле массы водорода в несколько процентов в ядре практически полностью прекращается углеродная реакция превращения водорода в гелий. Ядро сжимается, что приводит к увеличению его температуры. В результате разогрева, вызванного гравитационным сжатием гелиевого ядра, «загорается» водород и начинается энерговыделение в тонком слое, расположенном между ядром и протяженной оболочкой звезды. Оболочка расширяется, радиус звезды увеличивается, эффективная температура уменьшается, растет. «уходит» с главной последовательности и переходит в следующую стадию эволюции – в стадию красного гиганта или, если масса звезды M > 10 × M ⊙ , в стадию красного сверхгиганта.

С ростом температуры и плотности в ядре начинает «гореть» гелий. При T ~ 2 × 10 8 K и r ~ 10 3 ¸ 10 4 г/см 3 начинается термоядерная реакция, которая называется тройным a -процессом: из трех a -частиц (ядер гелия 4 He ) образуется одно устойчивое ядро углерода 12 C . При массе ядра звезды M < 1,4 × M ⊙ тройной a -процесс приводит к взрывному характеру энерговыделения - гелиевой вспышке, которая для конкретной звезды может повторяться неоднократно.

В центральных областях массивных звезд, находящихся в стадии гиганта или сверхгиганта, увеличение температуры приводит к последовательному образованию углеродного, углеродно-кислородного и кислородного ядер. После выгорания углерода наступают реакции, в результате которых образуются более тяжелые химические элементы, возможно и ядра железа. Дальнейшая эволюция массивной звезды может привести к сбросу оболочки, вспышке звезды как Новой или , с последующим образованием объектов, которые являются заключительной стадией эволюции звезд: белого карлика, нейтронной звезды или черной дыры.

Завершающая стадия эволюции – стадия эволюции всех нормальных звезд после исчерпания этими ми термоядерного горючего; прекращение термоядерных реакций как источника энергии звезды; переход звезды в зависимости от ее массы в стадию белого карлика, или черной дыры.

Белые карлики - последняя стадия эволюции всех нормальных звезд с массой M < 3 ÷ 5 × M ⊙ после исчерпания этими ми термоядерного горючего. Пройдя стадию красного гиганта (или субгиганта), такая сбрасывает оболочку и оголяет ядро, которое, остывая, и становится белым карликом. Небольшой радиус (R б.к ~ 10 -2 × R ⊙ ) и белый или бело-голубой цвет (T б.к ~ 10 4 К) определили название этого класса астрономических объектов. Масса белого карлика всегда меньше 1,4 × M ⊙ - доказано, что белые карлики с большими массами существовать не могут. При массе, сравнимой с массой Солнца, и размерах, сравнимых с размерами больших планет Солнечной системы, белые карлики обладают огромной средней плотностью: ρ б.к ~ 10 6 г/см 3 , то есть гирька объемом 1 см 3 вещества белого карлика весит тонну! Ускорение свободного падения на поверхности g б.к ~ 10 8 см/с 2 (сравни с ускорением на поверхности Земли - g з ≈ 980 см/с 2). При такой гравитационной нагрузке на внутренние области звезды равновесное состояние белого карлика поддерживается давлением вырожденного газа (в основном, вырожденного электронного газа, так как вклад ионной компоненты мал). Напомним, что вырожденным называется газ, в котором отсутствует максвелловское распределение частиц по скоростям. В таком газе при определенных значениях температуры и плотности число частиц (электронов), имеющих любую скорость в пределах от v = 0 до v = v max , будет одинаковым. v max определяется плотностью и температурой газа. При массе белого карлика M б.к > 1,4 × M ⊙ максимальная скорость электронов в газе сравнима со скоростью света, вырожденный газ становится релятивистским и его давление уже неспособно противостоять гравитационному сжатию. Радиус карлика стремится к нулю - “схлопывается” в точку.

Тонкие горячие атмосферы белых карликов состоят либо из водорода, при этом других элементов в атмосфере практически не обнаруживается; либо из гелия, при этом водорода в атмосфере в сотни тысяч раз меньше, нежели в атмосферах нормальных звезд. По виду спектра белые карлики относятся к спектральным классам O, B, A, F. Чтобы “отличить” белые карлики от нормальных звезд, перед обозначением ставится буква D (DOVII, DBVII и т.д. D - первая буква в английском слове Degenerate - вырожденный). Источником излучения белого карлика является запас тепловой энергии, который белый карлик получил, будучи ядром звезды-родительницы. Многие белые карлики получили в наследство от родительницы и сильное магнитное поле, напряженность которого H ~ 10 8 Э. Полагают, что число белых карликов составляет около 10% от общего числа звезд Галактики.

На рис. 15 приведена фотография Сириуса - ярчайшей звезды неба (α Большого Пса; m v = -1 m ,46; класс A1V). Видимый на снимке диск является следствием фотографической иррадиации и дифракции света на объективе телескопа, то есть диск самой звезды на фотографии не разрешается. Лучи, идущие от фотографического диска Сириуса, - следы искажения волнового фронта светового потока на элементах оптики телескопа. Сириус находится на расстоянии 2,64 от Солнца, свет от Сириуса идет до Земли 8,6 лет - таким образом, это одна из самых близких к Солнцу звезд. Сириус в 2,2 раза массивнее Солнца; его M v = +1 m ,43, то есть наш сосед излучает энергии в 23 раза больше, нежели Солнце.

Рисунок 15.

Уникальность фотографии заключается в том, что вместе с изображением Сириуса удалось получить изображение его спутника – спутник яркой точкой “светится” слева от Сириуса. Сириус – телескопически : сам Сириус обозначается буквой А, а его спутник буквой В. Видимая звездная величина Сириуса В m v = +8 m ,43, то есть он почти в 10 000 раз слабее Сириуса А. Масса Сириуса В почти точно равна массе Солнца, радиус около 0,01 радиуса Солнца, температура поверхности около 12000К, однако излучает Сириус В в 400 раз меньше Солнца. Сириус В - типичный белый карлик. Более того, это первый белый карлик, обнаруженный, кстати, Альвеном Кларком в 1862 г при визуальном наблюдении в телескоп.

Сириус А и Сириус В обращаются вокруг общего с периодом 50 лет; расстояние между компонентами А и В всего 20 а.е.

По меткому замечанию В.М.Липунова, ““вызревают” внутри массивных звезд (с массой более 10 × M ⊙ )”. Ядра звезд, эволюционирующих в нейтронную звезду, имеют 1,4 × M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; после того, как иссякнут источники термоядерных реакций и -родительница вспышкой сбросит значительную часть вещества, эти ядра станут самостоятельными объектами звездного мира, обладающими весьма специфическими характеристиками. Сжатие ядра звезды-родительницы останавливается при плотности, сравнимой с ядерной (ρ н . з ~ 10 14 ÷ 10 15 г/см 3). При таких массе и плотности радиус родившейся всего 10 состоит из трех слоев. Наружный слой (или внешняя кора) образован кристаллической решеткой из атомных ядер железа ( Fe ) с возможной небольшой примесью атомных ядер других металлов; толщина внешней коры всего около 600 м при радиусе 10 км. Под внешней корой находится еще одна внутренняя твердая кора, состоящая из атомов железа ( Fe ), но эти атомы переобогащены нейтронами. Толщина этой коры ≈ 2 км. Внутренняя кора граничит с жидким нейтронным ядром, физические процессы в котором определяются замечательными свойствами нейтронной жидкости - сверхтекучестью и, при наличии в ней свободных электронов и протонов, сверхпроводимостью. Возможно, что в самом центре вещество может содержать мезоны и гипероны.

Быстро вращаются вокруг оси - от одного до сотен оборотов в секунду. Такое вращение при наличии магнитного поля ( H ~ 10 13 ÷ 10 15 Э) часто приводит к наблюдаемому эффекту пульсации излучения звезды в разных диапазонах электромагнитных волн. Один из таких пульсаров мы видели внутри Крабовидной туманности.

Общее число скорость вращения уже недостаточна для эжекции частиц, поэтому такая не может быть радиопульсаром. Однако она всё ещё велика, и захваченная магнитным полем окружающая нейтронную звезду не может упасть, то есть аккреция вещества не происходи.

Аккретор (рентгеновский пульсар). Скорость вращения снижается до такой степени, что веществу теперь ничего не мешает падать на такую нейтронную звезду. Плазма, падая, движется по линиям магнитного поля и ударяется о твёрдую поверхность в районе полюсов , разогреваясь до десятков миллионов градусов. Вещество, нагретое до столь высоких температур, светится в рентгеновском диапазоне. Область, в которой происходит сто новение падающего вещества с поверхностью звезды, очень мала - всего около 100 метров. Это горячее пятно из-за вращения звезды периодически пропадает из вида, что наблюдатель воспринимает как пульсации. Такие объекты называются рентгеновскими пульсарами.

Георотатор. Скорость вращения таких нейтронных звёзд мала и не препятствует аккреции. Но размеры магнитосферы таковы, что плазма останавливается магнитным полем раньше, чем она будет захвачена гравитацией.

Если является компонентой тесной двойной системы, то происходит “перекачка” вещества от нормальной звезды (второй компоненты) на нейтронную. Масса может превысить критическую (M > 3 × M ⊙ ), тогда нарушается гравитационная устойчивость звезды, уже ничто не может противостоять гравитационному сжатию, и “уходит” под свой гравитационный радиус

r g = 2 × G × M/c 2 , (40)

превращаясь в “черную дыру“. В приведенной формуле для r g: M - масса звезды, c - скорость света, G - гравитационная постоянная.

Черная дыра - объект, поле тяготения которого настолько велико, что ни частица, ни фотон, ни любое материальное тело не могут достигнуть второй космической скорости и вырваться во внешнее пространство.

Черная дыра является сингулярным объектом в том смысле, что характер протекания физических процессов внутри ее пока недоступен теоретическому описанию. Существование черных дыр следует из теоретических соображений, реально они могут находиться в центральных районах шаровых скоплений, квазаров, гигантских галактик, в том числе, и в центре Нашей галактики.

Хотя по человеческой шкале времени звезды и кажутся вечными, они, подобно всему сущему в природе, рождаются, живут и умирают. Согласно общепринятой гипотезе газопылевого облака звезда зарождается в результате гравитационного сжатия межзвездного газопылевого облака. По мере уплотнения такого облака сначала образуется протозвезда, температура в ее центре неуклонно растет, пока не достигает предела, необходимого для того, чтобы скорость теплового движения частиц превысила порог, после которого протоны способны преодолеть макроскопические силы взаимного электростатического отталкивания (см. Закон Кулона) и вступить в реакцию термоядерного синтеза (см. Ядерный распад и синтез).

В результате многоступенчатой реакции термоядерного синтеза из четырех протонов в конечном итоге образуется ядро гелия (2 протона + 2 нейтрона) и выделяется целый фонтан разнообразных элементарных частиц . В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия (см. Теория относительности). Из-за этого внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности — и наружу. Одновременно давление в центре звезды начинает расти (см. Уравнение состояния идеального газа). Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитационного притяжения сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. О звездах на стадии активного сжигания водорода говорят, что они находятся на «основной фазе» своего жизненного цикла или эволюции (см. Диаграмма Герцшпрунга—Рассела). Превращение одних химических элементов в другие внутри звезды называют ядерным синтезом или нуклеосинтезом.

В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиарда лет. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей приходится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей по темпу роста темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды. Таким образом, чем массивнее звезда, тем короче время ее жизни, определяемое исчерпанием запасов водорода, и самые крупные звезды в буквальном смысле сгорают за «какие-то» десятки миллионов лет. Самые мелкие звезды, с другой стороны, «безбедно» живут сотни миллиардов лет. Так что по этой шкале наше Солнце относится к «крепким середнякам».

Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород. Что дальше? Это также зависит от массы звезды. Солнце (и все звезды, не превышающие его по массе более чем в восемь раз) заканчиваю свою жизнь весьма банальным образом. По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх — и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: Температура в слоях непосредственно вокруг ядра звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает, наконец, в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий — своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза — вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, — один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.

При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно бо_льшую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.

Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены следующим силовым барьером. В его роли выступает давление вырожденного электронного газа (см. Предел Чандрасекара). Электроны, до этой стадии игравшие роль безработных статистов в эволюции звезды, не участвуя в реакциях ядерного синтеза и свободно перемещаясь между ядрами, находящимися в процессе синтеза, на определенной стадии сжатия оказываются лишенными «жизненного пространства» и начинают «сопротивляться» дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в вырожденного белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.

Звезды более массивные, нежели Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в ее оболочке. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.

Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, — свободные на протяжении всей предыдущей эволюции звезды электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды . За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.

После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд массой порядка 10-30 солнечных масс продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов — иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию, требуя себе жизненного пространства. Это обычно происходит по достижении звездой размеров около 15 км в диаметре. В результате образуется быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнитные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются пульсарами. Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется

Эволюция звезд – это изменение со временем физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд. Современная теория эволюции звезд способна объяснить общий ход развития звезд в удовлетворительном согласии с данными астрономических наблюдений. Ход эволюции звезды зависит от ее массы и исходного химического состава. Звезды первого поколения сформировались из вещества, состав которого определялся космологическими условиями (около 70% водорода, 30% гелия, ничтожная примесь дейтерия и лития). В ходе эволюции звезд первого поколения образовались тяжелые элементы, которые были выброшены в межзвездное пространство в результате истечения вещества из звезд или при взрывах звезд. Звезды последующих поколений сформировались из вещества, содержащего 3 – 4% тяжелых элементов.

Рождение звезды – это образование объекта, излучение которого поддерживается за счет собственных источников энергии. Процесс звездообразования продолжается непрерывно, он происходит и в настоящее время.

Для объяснения структуры мегамира наиболее важным является гравитационное взаимодействие. В газопылевых туманностях под действием сил гравитации происходит формирование неустойчивых неоднородностей, благодаря чему диффузная материя распадается на ряд сгущений. Если такие сгущения сохраняются достаточно долго, то с течением времени они превращаются в звезды. Важно отметить, что происходит процесс рождения не отдельной звезды, а звездных ассоциаций. Образовавшиеся газовые тела притягиваются друг к другу, но не обязательно объединяются в одно громадное тело. Они, как правило, начинают вращаться относительно друг друга, и центробежные силы этого движения противодействуют силам притяжения, ведущим к дальнейшей концентрации.

К молодым относятся звезды, которые находятся еще в стадии первоначального гравитационного сжатия. Температура в центре таких звезд еще недостаточна для протекания термоядерных реакций. Свечение звезд происходит только за счет превращения гравитационной энергии в теплоту. Гравитационное сжатие – первый этап эволюции звезд. Оно приводит к разогреву центральной зоны звезды до температуры начала термоядерной реакции (10 – 15 млн К) – превращения водорода в гелий.

Огромная энергия, излучаемая звездами, образуется в результате ядерных процессов, происходящих внутри звезд. Энергия, образующаяся внутри звезды, позволяет ей излучать свет и тепло в течение миллионов и миллиардов лет. Впервые предположение о том, что источником энергии звезд являются термоядерные реакции синтеза гелия из водорода, выдвинул в 1920 г. английский астрофизик А.С.Эддингтон. В недрах звезд возможны два типа термоядерных реакций с участием водорода, называемые водородным (протон-протонным) и углеродным (углеродно-азотным) циклами. В первом случае для протекания реакции требуется только водород, во втором необходимо еще наличие углерода, служащего катализатором. Исходным веществом служат протоны, из которых в результате ядерного синтеза образуются ядра гелия .

Поскольку при превращении четырех протонов в ядро гелия рождаются два нейтрино, в недрах Солнца ежесекундно генерируются 1,8∙10 38 нейтрино. Нейтрино слабо взаимодействует с веществом и обладает большой проникающей способностью. Пройдя сквозь огромную толщу солнечного вещества, нейтрино сохраняют всю ту информацию, которую они получили в термоядерных реакциях в недрах Солнца. Плотность потока солнечных нейтрино, падающих на поверхность Земли, равна 6,6∙10 10 нейтрино на 1 см 2 в 1 с. Измерение потока нейтрино, падающих на Землю, позволяет судить о процессах, происходящих внутри Солнца.

Таким образом, источником энергии у большинства звезд являются водородные термоядерные реакции в центральной зоне звезды. В результате термоядерной реакции возникает поток энергии, направленный наружу, в виде излучения в широком интервале частот (длин волн). Взаимодействие между излучением и веществом приводит к установившемуся равновесию: давление направленной наружу радиации уравновешивается давлением гравитации. Дальнейшее сжатие звезды прекращается, пока в центре производится достаточное количество энергии. Это состояние довольно устойчиво, и размер звезды остается постоянным. Водород – главная составная часть космического вещества и важнейший вид ядерного горючего. Запасов водорода звезде хватает на миллиарды лет. Это объясняет, почему звезды устойчивы столь длительное время. До тех пор, пока в центральной зоне весь водород не выгорит, свойства звезды изменяются мало.

Поле выгорания водорода в центральной зоне у звезды образуется геливое ядро. Водородные реакции продолжают протекать, но только в тонком слое около поверхности ядра. Ядерные реакции перемещаются на периферию звезды. Структура звезды на этой стадии описывается моделями со слоевым источником энергии. Выгоревшее ядро начинает сжиматься, а внешняя оболочка – расширяться. Оболочка разбухает до колоссальных размеров, внешняя температура становится низкой. Звезда переходит в стадию красного гиганта. С этого момента жизнь звезды начинает клониться к закату. Красные гиганты отличаются низкими температурами и огромными размерами (от 10 до 1000 R c). Средняя плотность вещества в них не достигает и 0,001 г/см 3 . Их светимость в сотни раз превышает светимость Солнца, но температура значительно ниже (около 3000 – 4000 К).

Полагают, что наше Солнце при переходе в стадию красного гиганта может увеличиться настолько, что заполнит орбиту Меркурия. Правда, Солнце станет красным гигантом через 8 млрд лет.

Для красного гиганта характерна низкая внешняя температура, но очень высокая внутренняя. С ее повышением в термоядерные реакции включаются всё более тяжелые ядра. При температуре 150 млн К начинаются гелиевые реакции, которые являются не только источником энергии, но в ходе них осуществляется синтез более тяжелых химических элементов. После образования углерода в гелиевом ядре звезды возможны следующие реакции:

Следует отметить, что синтез очередного более тяжелого ядра требует все более и более высоких энергий. К моменту образования магния весь гелий в ядре звезды истощается, и, чтобы стали возможными дальнейшие ядерные реакции, необходимо новое сжатие звезды и повышение ее температуры. Однако это возможно не для всех звезд, лишь для достаточно больших, масса которых превышает массу Солнца более чем в 1,4 раза (так называемый предел Чандрасекара). В звездах меньшей массы реакции заканчиваются на стадии образования магния. В звездах, масса которых превышает предел Чандрасекара, за счет гравитационного сжатия температура повышается до 2 млрд градусов, реакции продолжаются, образуя более тяжелые элементы – вплоть до железа. Элементы тяжелее железа образуются при взрывах звезд.

В результате роста давления, пульсаций и других процессов красный гигант непрерывно теряет вещество, которое выбрасывается в межзвездное пространство в виде звездного ветра. Когда внутренние термоядерные источники энергии полностью истощаются, дальнейшая судьба звезды зависит от ее массы.

При массе меньше 1,4 массы Солнца звезда переходит в стационарное состояние с очень большой плотностью (сотни тонн на 1 см 3). Такие звезды называются белыми карликами. В процессе превращения красного гиганта в белый карлик заезда может сбросить свои наружные слои, как легкую оболочку, обнажив при этом ядро. Газовая оболочка ярко светится под действием мощного излучения звезды. Так образуются планетарные туманности. При высоких плотностях вещества внутри белого карлика электронные оболочки атомов разрушаются, и вещество звезды представляет собой электронно-ядерную плазму, причем ее электронная составляющая представляет собой вырожденный электронный газ. Белые карлики находятся в равновесном состоянии за счет равенства сил между гравитацией (фактор сжатия) и давлением вырожденного газа в недрах звезды (фактор расширения). Белые карлики могут существовать миллиарды лет.

Тепловые запасы звезды постепенно истощаются, звезда медленно охлаждается, что сопровождается выбросами оболочки звезд в межзвездное пространство. Звезда постепенно изменяет свой цвет от белого к желтому, затем к красному, наконец, она перестает излучать, становится маленьким безжизненным объектом, мертвой холодной звездой, размеры которой меньше размеров Земли, а масса сравнима с массой Солнца. Плотность такой звезды в миллиарды раз больше плотности воды. Такие звезды называются черными карликами. Так заканчивают свое существование большинство звезд.

При массе звезды более 1,4 массы Солнца стационарное состояние звезды без внутренних источников энергии становится невозможным, т.к. давление внутри звезды не может уравновесить силу тяготения. Начинается гравитационный коллапс – сжатие вещества к центру звезды под действием гравитационных сил.

Если отталкивание частиц и другие причины останавливают коллапс, то происходит мощный взрыв ─ вспышка сверхновой звезды с выбросом значительной части вещества в окружающее пространство и образованием газовых туманностей. Название было предложено Ф.Цвикки в 1934 г. Взрыв сверхновой является одним из промежуточных этапов эволюции звезд перед превращением их в белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. При взрыве выделяется энергия 10 43 ─ 10 44 Дж при мощности излучения 10 34 Вт. При этом блеск звезды увеличивается на десятки звездных величин за несколько суток. Светимость сверхновой может превосходить светимость всей галактики, в которой она вспыхнула.

Газовая туманность, образующаяся при взрыве сверхновой, состоит частично из выброшенных взрывом верхних слоев звезды, а частично – из межзвездного вещества, уплотненного и разогретого разлетающимися продуктами взрыва. Наиболее известной газовой туманностью является Крабовидная туманность в созвездии Тельца – остаток сверхновой 1054 г. Молодые остатки сверхновых расширяются со скоростями 10-20 тыс. км/с. Столкновение расширяющейся оболочки с неподвижным межзвездным газом порождает ударную волну, в которой газ нагревается до миллионов Кельвин и становится источником рентгеновского излучения. Распространение ударной волны в газе приводит к появлению быстрых заряженных частиц (космических лучей), которые, двигаясь в сжатом и усиленном этой же волной межзвездном магнитном поле, излучают в радиодиапазоне.

Астрономы зафиксировали вспышки сверхновых в 1054, 1572, 1604 годах. В 1885 году появление сверхновой было отмечено в туманности Андромеды. Ее блеск превышал блеск всей Галактики и оказался в 4 млрд раз более интенсивным, чем блеск Солнца.

Уже к 1980 г. было открыто более 500 вспышек сверхновых звезд, но ни одна не наблюдалась в нашей Галактике. Астрофизики подсчитали, что в нашей Галактике сверхновые звезды вспыхивают с периодом 10 млн лет в непосредственной близости от Солнца. В среднем в Метагалактике происходит вспышка сверхновой каждые 30 лет.

Дозы космического излучения на Земле при этом могут превышать нормальный уровень в 7000 раз. Это приведет к серьезнейшим мутациям в живых организмах на нашей планете. Некоторые ученые так объясняют внезапную гибель динозавров.

Часть массы взорвавшейся сверхновой звезды может остаться в виде сверхплотного тела – нейтронной звезды или черной дыры. Масса нейтронных звезд составляет (1,4 – 3)М с, диаметр – около 10 км. Плотность нейтронной звезды очень велика, выше плотности атомных ядер ─ 10 15 г/см 3 . При нарастании сжатия и давления становится возможной реакция поглощения электронов протонами В итоге все вещество звезды будет состоять из нейтронов. Нейтронизация звезды сопровождается мощной вспышкой нейтринного излучения. При вспышке сверхновой SN1987A продолжительность нейтринной вспышки составляла 10 с, а энергия, унесенная всеми нейтрино, достигала 3∙10 46 Дж. Температура нейтронной звезды достигает 1 млрд К. Нейтронные звезды очень быстро остывают, светимость их слабеет. Зато они интенсивно излучают радиоволны в узком конусе по направлению магнитной оси. Для звезд, у которых магнитная ось не совпадает с осью вращения, характерно радиоизлучение в виде повторяющихся импульсов. Поэтому нейтронные звезды называют пульсарами. Первые пульсары были открыты в 1967 г. Частота пульсаций излучения, определяемая скоростью вращения пульсара, от 2 до 200 Гц, что указывает на их малые размеры. Например, пульсар в Крабовидной туманности имеет период испускания импульсов 0,03 с. В настоящее время известны сотни нейтронных звезд. Нейтронная звезда может появиться в результате так называемого «тихого коллапса». Если белый карлик входит в двойную систему из близко расположенных звезд, то возникает явление аккреции, когда вещество со звезды-соседа перетекает на белый карлик. Масса белого карлика растет и в определенный момент превосходит предел Чандрасекара. Белый карлик превращается в нейтронную звезду.

Если конечная масса белого карлика превышает 3 массы Солнца, то вырожденное нейтронное состояние неустойчиво, и гравитационное сжатие продолжается до образования объекта, называемого черной дырой. Термин «черная дыра» введен Дж. Уилером в 1968 г. Однако представление о подобных объектах возникло на несколько столетий раньше, после открытия И. Ньютоном в 1687 г. закона всемирного тяготения. В 1783 г. Дж. Митчелл предположил, что в природе должны существовать темные звезды, гравитационное поле которых столь сильно, что свет не может вырваться из них наружу. В 1798 г. такая же идея была высказана П. Лапласом. В 1916 г. физик Шварцшильд, решая уравнения Эйнштейна, пришел к выводу о возможности существования объектов с необычными свойствами, позже названные черными дырами. Черная дыра – область пространства, в которой поле тяготения настолько сильно, что вторая космическая скорость для находящихся в этой области тел должна превышать скорость света, т.е. из черной дыры ничто не может вылететь – ни частицы, ни излучение. В соответствии с общей теорией относительности характерный размер черной дыры определяется гравитационным радиусом: R g =2GM/c 2 , где М – масса объекта, с – скорость света в вакууме, G – постоянная тяготения. Гравитационный радиус Земли равен 9 мм, Солнца 3 км. Границу области, за которую не выходит свет, называют горизонтом событий черной дыры. У вращающихся черных дыр радиус горизонта событий меньше гравитационного радиуса. Особый интерес вызывает возможность захвата черной дырой тел, прилетающих из бесконечности.

Теория допускает существование черных дыр массой 3 –50 масс Солнца, образующихся на поздних стадиях эволюции массивных звезд с массой более 3 масс Солнца, сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик массой в миллионы и миллиарды масс Солнца, первичных (реликтовых) черных дыр, формировавшихся на ранних стадиях эволюции Вселенной. До наших дней должны были дожить реликтовые черные дыры массой более 10 15 г (масса средней горы на Земле) из-за действия механизма квантового испарения черных дыр, предложенного С. Хокингом (S.W.Hawking).

Астрономы обнаруживают черные дыры по мощному рентгеновскому излучению. Примером такого типа звезд является мощный рентгеновский источник Лебедь Х-1, масса которого превышает 10М с. Часто черные дыры встречаются в рентгеновских двойных звездных системах. Уже обнаружены десятки черных дыр звездной массы в таких системах (m ч.д. = 4-15 М с). По эффектам гравитационного линзирования открыто несколько одиночных черных дыр звездной массы (m ч.д. =6-8 М с). В случае тесной двойной звезды наблюдается явление аккреции – перетекание плазмы с поверхности обычной звезды под действием гравитационных сил на черную дыру. Вещество, перетекающее на черную дыру, обладает моментом импульса. Поэтому плазма образует вращающийся диск вокруг черной дыры. Температура газа в этом вращающемся диске может достигать 10 млн градусов. При этой температуре газ излучает в рентгеновском диапазоне. По этому излучению можно определить наличие в данном месте черной дыры.

Особый интерес представляют сверхмассивные черные дыры в ядрах галактик. На основании изучения рентгеновского изображения центра нашей Галактики, полученного с помощью спутника CHANDRA, установлено наличие сверхмассивной черной дыры, масса которой в 4 млн. раз превышает массу Солнца. В результате последних исследований американским астрономам удалось обнаружить уникальную сверхтяжелую черную дыру, расположенную в центре очень отдаленной галактики, масса которой в 10 млрд. раз превышает массу Солнца. Для того чтобы достичь таких невообразимо огромных размеров и плотности, черная дыра должна была формироваться на протяжении многих миллиардов лет, непрерывно притягивая и поглощая материю. Ученые оценивают ее возраст в 12,7 млрд лет, т.е. она начала формироваться примерно через один миллиард лет после Большого взрыва. К настоящему времени обнаружено более 250 сверхмассивных черных дыр в ядрах галактик (m ч.д. =(10 6 – 10 9) М с).

С эволюцией звезд тесно связан вопрос о происхождении химических элементов. Если водород и гелий являются элементами, которые остались от ранних стадий эволюции расширяющейся Вселенной, то более тяжелые химические элементы могли образоваться только в недрах звезд при термоядерных реакциях. Внутри звезд при термоядерных реакциях может образоваться до 30 химических элементов (по железо включительно).

По своему физическому состоянию звезды можно разделить на нормальные и вырожденные. Первые состоят в основном из вещества малой плотности, в их недрах идут термоядерные реакции синтеза. К вырожденным звездам относятся белые карлики и нейтронные звезды, они представляют собой конечную стадию эволюции звезд. Реакции синтеза в них закончились, а равновесие поддерживается квантово-механическими эффектами вырожденных фермионов: электронов в белых карликах и нейтронов в нейтронных звездах. Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры объединяют общим названием «компактные остатки».

В конце эволюции в зависимости от массы звезда либо взрывается, либо сбрасывает более спокойно вещество, уже обогащенное тяжелыми химическими элементами. При этом образуются остальные элементы периодической системы. Из обогащенной тяжелыми элементами межзвездной среды образуются звезды следующих поколений. Например, Солнце – звезда второго поколения, образовавшаяся из вещества, уже однажды побывавшего в недрах звезд и обогащенного тяжелыми элементами. Поэтому о возрасте звезд можно судить по их химическому составу, определенному методом спектрального анализа.

Образуются путём конденсации межзвёздной среды. Путём наблюдений удалось определить что звёзды возникали в разное время и возникают по сей день.

Главной проблемой в эволюции звёзд является вопрос о возникновении их энергии, благодаря которой они светятся и излучают огромное количество энергии. Ранее выдвигалось много теорий, которые были призваны выявить источники энергии звёзд. Считали, что непрерывным источником звёздной энергии является непрерывное сжатие. Этот источник конечно хорош, но не может поддерживать соответствующее излучение в течении долгого времени. В середине XX века был найден ответ на этот вопрос. Источником излучения является термоядерные реакции синтеза. В результате этих реакций водород превращается в гелий, а освобождающаяся энергия проходит сквозь недра звезды, трансформируется и излучается в мировое пространство (стоит отметить, что чем больше температура, тем быстрее идут эти реакции; именно поэтому горячие массивные звёзды быстрее сходят с главной последовательности).

Теперь представим возникновение звезды…

Начало конденсироваться облако межзвёздной газопылевой среды. Из этого облака образуется довольно плотный газовый шар. Давление внутри шара пока не в силах уравновесить силы притяжения, поэтому он будет сжиматься (возможно в это время вокруг звезды образуются сгустки с меньшей массой, которые в итоге превращаются в планеты). При сжатии температура повышается. Таким образом, звёзда постепенно садится на главную последовательность. Затем давление газа внутри звезды уравновешивает притяжение и протозвёзда превращается в звезду.

Ранняя стадия эволюции звёзды очень не велика и звезда в это время погружена в туманность, поэтому протозвезду очень тяжело обнаружить.

Превращение водорода в гелий происходит только в центральных областях звезды. В наружных слоях содержание водорода остаётся практически неизменным. Так как количество водорода ограничено, рано или поздно он выгорает. Выделение энергии в центре звезды прекращается и ядро звёзды начинает сжиматься, а оболочка разбухать. Далее если звезда меньше 1,2 массы солнца, она сбрасывает наружный слой (образование планетарной туманности).

После того, как от звёзды отделяется оболочка, открываются её внутренние очень горячие слои, а оболочка тем временем отходит всё дальше. Через несколько десятков тысяч лет оболочка распадётся и останется только очень горячая и плотная звезда, постепенно остывая она превратится в белый карлик . Постепенно остывая они превращаются в невидимые чёрные карлики . Чёрные карлики – это очень плотные и холодные звёзды, размером чуть больше Земли, но имеющие массу сравнимую с массой солнца. Процесс остывания белых карликов длится несколько сотен миллионов лет.

Если масса звезды от 1,2 до 2,5 солнечной, то такая звёзда взорвётся. Этот взрыв называется вспышкой сверхновой . Вспыхнувшая звезда за несколько секунд увеличивает свою светимость в сотни миллионов раз. Такие вспышки происходят крайне редко. В нашей Галактике взрыв сверхновой происходит, примерно, раз в сто лет. После подобной вспышки остаётся туманность, которая имеет большое радиоизлучение, а также очень быстро разлетается, и так называемая нейтронная звезда (об этом чуть позже). Помимо огромного радиоизлучения такая туманность будет ещё источником рентгеновского излучения, но это излучение поглощается атмосферой земли, поэтому может наблюдаться лишь из космоса.

Существует несколько гипотез о причине взрывов звёзд (сверхновых), однако общепризнанной теории пока нет. Есть предположение, что это происходит из-за слишком быстрого спада внутренних слоёв звезды к центру. Звезда быстро сжимается до катастрофически маленького размера порядка 10км, а плотность её в таком состоянии составляет 10 17 кг/м 3 , что близко к плотности атомного ядра. Эта звезда состоит из нейтронов (при этом электроны, как бы вдавливаются в протоны), именно поэтому она называется «НЕЙТРОННОЙ» . Её начальная температура около миллиарда кельвинов, но в дальнейшем она будет быстро остывать.

Эта звезда из-за её маленького размера и быстрого остывания долгое время считалась невозможной для наблюдения. Но через некоторое время были обнаружены пульсары . Эти пульсары и оказались нейтронными звёздами. Названы они так из-за кратковременного излучения радиоимпульсов. Т.е. звезда как бы «мигает». Это открытие было сделано совершенно случайно и не так давно, а именно в 1967 году. Эти периодичные импульсы обусловлены тем, что при очень быстром вращении мимо нашего взгляда постоянно мелькает конус магнитной оси, которая образует угол с осью вращения.

Пульсар может быть обнаружен только для нас условиях ориентирования магнитной оси, а это примерно 5% из их общего количества. Часть пульсаров не находится в радио туманностях, так как туманности сравнительно быстро рассеиваются. Через сотню тысяч лет эти туманности перестают быть видимыми, а возраст пульсаров исчисляется десятками миллионов лет.

Если масса звезды превышает 2,5 солнечные, то в конце своего существования она как бы обрушится в себя и будет раздавлена собственным весом. В считанные секунды она превратится в точку. Это явление получило название «гравитационный коллапс», а также этот объект стали называть «чёрной дырой» .

Из всего выше сказанного видно, что финальная стадия эволюции звезды зависит от её массы, но при этом необходимо ещё учитывать неизбежную ею потерю этой самой массы и вращение.