В начале XX века, Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму «Абсолютная звёздная величина» - «спектральный класс» различные звёзды, и оказалось, что большая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой. Позже эта диаграмма (ныне носящая название диаграмма Герцшпрунга - Рассела) оказалась ключом к пониманию и исследованиям процессов, происходящих внутри звезды.

Диаграмма даёт возможность (хотя и не очень точно) найти абсолютную величину по спектральному классу. Особенно для спектральных классов O-F. Для поздних классов это осложняется необходимостью сделать выбор между гигантом и карликом. Однако определённые различия в интенсивности некоторых линий позволяют уверенно сделать этот выбор.

Большинство звезд (около 90 %), располагаются на диаграмме вдоль длинной узкой полосы, называемой главной последовательностью . Она протянулась из верхнего левого угла (от голубых сверхгигантов) в нижний правый угол (до красных карликов). К звездам главной последовательности относится Солнце, светимость которого принимают за единицу.

Точки, соответствующие гигантам и сверхгигантам, располагаются над главной последовательностью справа, а соответствующие белым карликам – в нижнем левом углу, под главной последовательностью.

В настоящее время выяснилось, что звезды главной последовательности – нормальные звезды, похожие на Солнце, в которых происходит сгорание водорода в термоядерных реакциях. Главная последовательность – это последовательность звезд разной массы. Самые большие по массе звезды располагаются в верхней части главной последовательности и являются голубыми гигантами. Самые маленькие по массе звезды – карлики. Они располагаются в нижней части главной последовательности. Параллельно главной последовательности, но несколько ниже ее располагаются субкарлики . Они отличаются от звезд главной последовательности меньшим содержанием металлов.

Большую часть своей жизни звезда проводит на главной последовательности. В этот период ее цвет, температура, светимость и другие параметры почти не меняются. Но до того, как звезда достигнет этого устойчивого состояния, еще в состоянии протозвезды, она имеет красный цвет и в течение короткого времени большую светимость, чем будет иметь на главной последовательности.

Звезды большой массы (сверхгиганты) щедро расходуют свою энергию, и эволюция таких звезд продолжается всего сотни миллионов лет. Поэтому голубые сверхгиганты являются молодыми звездами.

Стадии эволюции звезды после главной последовательности также короткие. Типичные звезды становятся при этом красными гигантами, очень массивные звезды – красными сверхгигантами. Звезда быстро увеличивается в размере, и ее светимость возрастает. Именно эти фазы эволюции отражаются на диаграмме Герцшпрунга-Рассела.

Каждая звезда проводит на главной последовательности около 90% времени своей жизни. В этот период основными источниками энергии звезды являются термоядерные реакции превращения водорода в гелий в её центре. Исчерпав данный источник, звезда смещается в область гигантов, где проводит около 10% времени своей жизни. В это время основным источником выделения энергии звезды является превращение водорода в гелий в слое, окружающем плотное гелиевое ядро. Это так называемая стадия красного гиганта .

Рождение звезд

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью, в котором в результате гравитационной неустойчивости первичная флуктуация плотности начинает разрастаться. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см³. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см³. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000-10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.

При коллапсе молекулярное облако разделяется на части, образуя всё более и более мелкие сгустки. Фрагменты с массой меньше ~100 солнечных масс способны сформировать звезду. В таких формированиях газ нагревается по мере сжатия, вызванного высвобождением гравитационной потенциальной энергии, и облако становится протозвездой, трансформируясь во вращающийся сферический объект.

Звёзды на начальной стадии своего существования, как правило, скрыты от взгляда внутри плотного облака пыли и газа. Часто силуэты таких звёздообразующих коконов можно наблюдать на фоне яркого излучения окружающего газа. Такие образования получили название глобул Бока.

Очень малая доля протозвёзд не достигает достаточной для реакций термоядерного синтеза температуры. Такие звёзды получили название «коричневые карлики», их масса не превышает одной десятой солнечной. Такие звёзды быстро умирают, постепенно остывая за несколько сотен миллионов лет. В некоторых наиболее массивных протозвёздах температура из-за сильного сжатия может достигнуть 10 миллионов К, делая возможным синтез гелия из водорода. Такая звезда начинает светиться. Начало термоядерных реакций устанавливает гидростатическое равновесие, предотвращая ядро от дальнейшего гравитационного коллапса. Далее звезда может существовать в стабильном состоянии.

Начальная стадия эволюции звёзд

На диаграмме Герцшпрунга - Рассела появившаяся звезда занимает точку в правом верхнем углу: у неё большая светимость и низкая температура. Основное излучение происходит в инфракрасном диапазоне. До нас доходит излучение холодной пылевой оболочки. В процессе эволюции положение звезды на диаграмме будет меняться. Единственным источником энергии на этом этапе служит гравитационное сжатие. Поэтому звезда достаточно быстро перемещается параллельно оси ординат.

Температура поверхности не меняется, а радиус и светимость уменьшаются. Температура в центре звезды повышается, достигая величины, при которой начинаются реакции с лёгкими элементами: литием, бериллием, бором, которые быстро выгорают, но успевают замедлить сжатие. Трек поворачивается параллельно оси ординат, температура на поверхности звезды повышается, светимость остаётся практически постоянной. Наконец, в центре звезды начинаются реакции образования гелия из водорода (горение водорода). Звезда выходит на главную последовательность.

Продолжительность начальной стадии определяется массой звезды. Для звёзд типа Солнца она около 1 млн лет, для звезды массой 10 M ☉ примерно в 1000 раз меньше, а для звезды массой 0,1 M ☉ в тысячи раз больше.

Стадия главной последовательности

На стадии главной последовательности звезда светит за счёт выделения энергии в ядерных реакциях превращения водорода в гелий. Запас водорода обеспечивает светимость звезды массой 1M ☉ примерно в течение 10 10 лет. Звезды большей массы расходуют водород быстрее: так, звезда массой в 10 M ☉ израсходует водород менее, чем за 10 7 лет (светимость пропорциональна четвертой степени массы).

Звёзды малой массы

По мере выгорания водорода центральные области звезды сильно сжимаются.

Звёзды большой массы

После выхода на главную последовательность эволюция звезды большой массы (>1,5 M ☉ ) определяется условиями горения ядерного горючего в недрах звезды. На стадии главной последовательности это - горение водорода, но в отличие от звёзд малой массы в ядре доминируют реакции углеродно-азотного цикла. В этом цикле атомы C и N играют роль катализаторов. Скорость выделения энергии в реакциях такого цикла пропорциональна T 17 . Поэтому в ядре образуется конвективное ядро, окружённое зоной, в которой перенос энергии осуществляется излучением.

Светимость звёзд большой массы намного превышает светимость Солнца, и водород расходуется значительно быстрее. Связано это и с тем, что температура в центре таких звёзд тоже намного выше.

По мере уменьшения доли водорода в веществе конвективного ядра темп выделения энергии уменьшается. Но поскольку темп выделения определяется светимостью, ядро начинает сжиматься, и темп выделения энергии остаётся постоянным. Звезда же при этом расширяется и переходит в область красных гигантов.

Стадия зрелости звёзд

Звёзды малой массы

К моменту полного выгорания водорода в центре звезды малой масс образуется небольшое гелиевое ядро. В ядре плотность вещества и температура достигают значений 10 9 кг/м 3 и 10 8 K соответственно. Горение водорода происходит на поверхности ядра. Поскольку температура в ядре повышается, темп выгорания водорода увеличивается, увеличивается светимость. Лучистая зона постепенно исчезает. А из-за увеличения скорости конвективных потоков внешние слои звезды раздуваются. Размеры и светимость её возрастают - звезда превращается в красный гигант.

Звёзды большой массы

Когда водород у звезды большой массы полностью исчерпывается, в ядре начинает идти тройная гелиевая реакция и одновременно реакция образования кислорода (3He=>C и C+He=>О). В то же время на поверхности гелиевого ядра начинает гореть водород. Появляется первый слоевой источник.

Запас гелия исчерпывается очень быстро, так как в описанных реакциях в каждом элементарном акте выделяется сравнительно немного энергии. Картина повторяется, и в звезде появляются уже два слоевых источника, а в ядре начинается реакция C+C=>Mg.

Эволюционный трек при этом оказывается очень сложным. На диаграмме Герцшпрунга-Расселла звезда перемещается вдоль последовательности гигантов или (при очень большой массе в области сверхгигантов) периодически становится цефеидой.

Конечные стадии эволюции звёзд

Старые звёзды малой массы

У звезды малой массы, в конце концов, скорость конвективного потока на каком-то уровне достигает второй космической скорости, оболочка отрывается, и звезда превращается в белый карлик, окружённый планетарной туманностью.

Гибель звёзд большой массы

В конце эволюции звезда большой массы имеет очень сложное строение. В каждом слое свой химический состав, в нескольких слоевых источниках протекают ядерные реакции, а в центре образуется железное ядро.

Ядерные реакции с железом не протекают, так как они требуют затраты (а не выделения) энергии. Поэтому железное ядро быстро сжимается, температура и плотность в нем увеличиваются, достигая фантастических величин - температуры 10 9 K и плотности 10 9 кг/м3.

В этот момент начинаются два важнейших процесса, идущие в ядре одновременно и очень быстро (по-видимому, за минуты). Первый заключается в том, что при столкновениях ядер атомы железа распадаются на 14 атомов гелия, второй - в том, что электроны «вдавливаются» в протоны, образуя нейтроны. Оба процесса связаны с поглощением энергии, и температура в ядре (также и давление) мгновенно падает. Внешние слои звезды начинают падение к центру.

Падение внешних слоёв приводит к резкому повышению температуры в них. Начинают гореть водород, гелий, углерод. Это сопровождается мощным потоком нейтронов, который идёт из центрального ядра. В результате происходит мощнейший ядерный взрыв, сбрасывающий внешние слои звезды, уже содержащие все тяжёлые элементы, вплоть до калифорния. По современным воззрениям все атомы тяжёлых химических элементов (т.е. более тяжёлых, чем гелий) образовались во Вселенной именно во вспышках сверхновых. На месте взорвавшейся сверхновой остаётся в зависимости от массы взорвавшейся звезды либо нейтронная звезда, либо чёрная дыра.

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.

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 .

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

Звезду массой т ☼ и радиусом R можно характеризовать ее потенциальной энергией Е. Потенциальной, или гравитационной, энергией звезды называется работа, которую надо затратить, чтобы распылить вещество звезды на бесконечность. И наоборот, эта энергия высвобождается при сжатии звезды, т.е. при уменьшении ее радиуса. Значение этой энергии можно вычислить при помощи формулы:

Потенциальная энергия Солнца равна: Е ☼ = 5,9∙10 41 Дж.

Теоретическое исследование процесса гравитационного сжатия звезды показало, что приблизительно половину своей потенциальной энергии звезда излучает, тогда, как вторая половина тратится на повышение температуры ее массы приблизительно до десяти миллионов кельвинов. Нетрудно, однако, убедиться, что эту энергию Солнце высветило бы за 23 млн. лет. Итак, гравитационное сжатие может быть источником энергии звезд только на некоторых, довольно кратких этапах их развития.

Теорию термоядерного синтеза сформулировали в 1938 г. немецкие физики Карл Вейцзеккер и Ганс Бете. Предпосылкой этого было, во-первых, определение в 1918 г. Ф. Астоном (Англия) массы атома гелия, который равняется 3,97 массы атома водорода, во-вторых, выявление в 1905 г. связи между массой тела т и его энергией Е в виде формулы Эйнштейна:

где с – скорость света, в-третьих, выяснение в 1929 г. того, что благодаря туннельному эффекту две одинаково заряженные частицы (два протона) могут сближаться на расстояние, где превосходящей будет сила притяжения, а также открытие в 1932 г. позитрона е+ и нейтрона п.

Первой и наиболее эффективной из реакций термоядерного синтеза есть образования из четырех протонов р ядра атома гелия по схеме:

Очень важно то, что здесь возникаетдефект массы: масса ядра гелия равняется 4,00389 а.е.м., тогда как масса четырех протонов 4,03252 а.е.м. За формулой Эйнштейна вычислим энергию, которая выделяется во время образования одного ядра гелия:

Нетрудно подсчитать, что если бы Солнце на начальной стадии развития состояло из одного водорода, то его превращение в гелий было бы достаточным для существования Солнца как звезды при нынешних потерях энергии около 100 млрд. лет. На самом деле же идет речь о «выгорании» около 10% водорода из глубочайших недр звезды, где температура достаточна для реакций синтеза.

Реакции синтеза гелия могут проходить двумя путями. Первый называется рр-циклом, второй – С NО-циклом. В том и другому случае дважды в каждом ядре гелия протон превращается в нейтрон по схеме:

,

где V - нейтрино.

В таблице 1 указано среднее время каждой из термоядерных реакций синтеза, промежуток, за который количество исходных частичек уменьшится в е раз.

Таблица 1. Реакции синтеза гелия.

Эффективность реакций синтеза характеризуется мощностью источника, количеством энергии, которая высвобождается в единице массы вещества за единицу времени. Из теории вытекает, что

, тогда как. Граница температуры Т, выше которой главную роль сыграет не рр-, а CNO-цикл , равна 15∙10 6 К. В недрах Солнца основную роль сыграет рр- цикл. Именно потому, что первая из его реакций имеет очень большое характерное время (14 млрд. лет), Солнце и подобные ему звезды проходят свой эволюционный путь около десяти миллиардов лет. Для более массивных белых звезд это время у десятки и сотни раз меньше, поскольку значительно меньшим есть характерное время основных реакций CNO- цикла.

Если температура в недрах звезды после исчерпания там водорода достигнет сотен миллионов кельвинов, а это возможно для звезд с массой т >1,2m ☼ , то источником энергии становится реакция преобразования гелия в углерод по схеме:

. Расчет показывает, что запасы гелия звезда истратит приблизительно за 10 млн. лет. Если ее масса достаточно большая, ядро продолжает сжиматься и при температуре свыше 500 млн. градусов становятся возможными реакции синтеза более сложных атомных ядер по схеме:

При высших температурах перебегают такие реакции:

и т.д. вплоть до образования ядер железа. Это реакции экзотермические, вследствие их хода энергия высвобождается.

Как знаем, энергия, которую излучает звезда в окружающее пространство, выделяется в ее недрах и постепенно просачивается к поверхности звезды. Это перенесение энергии через толщу вещества звезды может осуществляться двумя механизмами: лучистым переносом или конвекцией.

В первом случае речь идет о многоразовом поглощении и переизлучении квантов. Фактически при каждом таком акте проходит дробление квантов, поэтому вместо жестких γ-квантов, которые возникают при термоядерном синтезе в недрах звезды до поверхности ее доходят миллионы квантов низкой энергии. При этом исполняется закон сохранения энергии.

В теории переноса энергии введено понятие длинны свободного пробеге кванта некоторой частоты υ. Нетрудно сориентироваться, что в условиях звездных атмосфер, длина свободного пробега кванта не превышает нескольких сантиметров. И время просачивания квантов энергии от центра звезды к ее поверхности измеряется миллионами лет.Однако в недрах звезд могут сложиться условия, при которых такое лучистое равновесие нарушается. Аналогично ведет себя вода в сосуде, который подогревают снизу. Определенное время здесь жидкость находится в состоянии равновесия, так как молекула, получив излишек энергии непосредственно от дна сосуда, успевает передать часть энергии за счет столкновений другим молекулам, которые находятся выше. Тем самым устанавливается определенный градиент температуры в сосуде от ее дна к верхнему краю. Однако со временем скорость, с которой молекулы могут передавать энергию вверх за счет столкновений, становится меньше темпа передачи тепла снизу. Наступает кипение – перенос тепла непосредственным перемещением вещества.