Еволюция на звезди с различни маси. Как се развиват звездите?
Термоядрен синтез във вътрешността на звездите
По това време за звезди с маса, по-голяма от 0,8 слънчеви маси, ядрото става прозрачно за радиация и преносът на радиационна енергия в ядрото преобладава, докато обвивката в горната част остава конвективна. Никой не знае със сигурност как звезди с по-ниска маса пристигат в главната последователност, тъй като времето, което тези звезди прекарват в младата категория, надвишава възрастта на Вселената. Всички наши идеи за еволюцията на тези звезди се основават на числени изчисления.
Когато звездата се свие, налягането на изродения електронен газ започва да се увеличава и при определен радиус на звездата това налягане спира растежа централна температура, а след това започва да го сваля. А за звезди, по-малки от 0,08, това се оказва фатално: енергията, освободена по време на ядрени реакции, никога няма да бъде достатъчна, за да покрие разходите за радиация. Такива подзвезди се наричат кафяви джуджета и тяхната съдба е постоянно компресиране, докато налягането на изродения газ го спре, и след това постепенно охлаждане със спиране на всички ядрени реакции.
Млади звезди с междинна маса
Младите звезди с междинна маса (от 2 до 8 пъти по-голяма от масата на Слънцето) се развиват качествено точно по същия начин като техните по-малки сестри, с изключение на това, че нямат конвективни зони до главната последователност.
Обектите от този тип са свързани с т.нар. Звезди Ae\Be Herbit с неправилни променливи от спектрален тип B-F5. Имат и биполярни реактивни дискове. Скоростта на изтичане, осветеността и ефективната температура са значително по-високи от тези за τ Телец, така че те ефективно нагряват и разпръскват остатъците от протозвездния облак.
Млади звезди с маса над 8 слънчеви маси
Всъщност това вече са нормални звезди. Докато масата на хидростатичното ядро се натрупваше, звездата успя да премине през всички междинни етапии нагряват ядрените реакции до такава степен, че да компенсират загубите от радиация. За тези звезди изтичането на маса и яркост е толкова голямо, че не само спира колапса на останалите външни области, но ги избутва обратно. Така масата на получената звезда е значително по-малка от масата на протозвездния облак. Най-вероятно това обяснява липсата в нашата галактика на звезди с повече от 100-200 пъти масата на Слънцето.
Среден жизнен цикъл на звезда
Сред формираните звезди има огромно разнообразие от цветове и размери. Те варират в спектрален вид от горещо синьо до хладно червено, а в маса - от 0,08 до над 200 слънчеви маси. Яркостта и цветът на звездата зависи от температурата на нейната повърхност, която от своя страна се определя от нейната маса. Всички нови звезди „заемат своето място“ в главната последователност според техния химичен състав и маса. Не говорим за физическото движение на звездата - само за нейното положение върху посочената диаграма в зависимост от параметрите на звездата. Тоест, ние всъщност говорим само за промяна на параметрите на звездата.
Какво ще се случи след това отново зависи от масата на звездата.
По-късни години и смърт на звезди
Стари звезди с ниска маса
Към днешна дата не е известно със сигурност какво се случва с леките звезди след изчерпване на запасите от водород. Тъй като Вселената е на 13,7 милиарда години, което не е достатъчно дълго, за да изчерпи своите запаси от водородно гориво, модерни теориисе основават на компютърно моделиране на процесите, протичащи в такива звезди.
Някои звезди могат да сливат хелий само в определени активни региони, причинявайки нестабилност и силни слънчеви ветрове. В този случай не се образува планетарна мъглявина и звездата само се изпарява, ставайки дори по-малка от кафяво джудже.
Но звезда с маса, по-малка от 0,5 слънчева, никога няма да може да синтезира хелий дори след прекратяване на реакциите, включващи водород в ядрото. Тяхната звездна обвивка не е достатъчно масивна, за да преодолее налягането, генерирано от ядрото. Тези звезди включват червени джуджета (като Проксима Кентавър), които са били в главната последователност от стотици милиарди години. След прекратяване на термоядрените реакции в ядрото им, те, постепенно охлаждайки се, ще продължат да излъчват слабо в инфрачервения и микровълновия диапазон на електромагнитния спектър.
Звезди със среден размер
Когато звезда със среден размер (от 0,4 до 3,4 слънчеви маси) достигне фазата на червения гигант, нейните външни слоеве продължават да се разширяват, ядрото се свива и реакциите започват да синтезират въглерод от хелий. Fusion освобождава много енергия, давайки на звездата временно отлагане. За звезда, подобна по размер на Слънцето, този процес може да отнеме около милиард години.
Промените в количеството излъчена енергия карат звездата да преминава през периоди на нестабилност, включително промени в размера, повърхностната температура и изхода на енергия. Изходът на енергия се измества към нискочестотно излъчване. Всичко това е придружено от нарастваща загуба на тегло поради силна слънчеви ветровеи интензивни пулсации. Звездите в тази фаза се наричат звезди от късен тип, OH -IR звездиили подобни на света звезди, в зависимост от техните точни спецификации. Изхвърленият газ е относително богат на тежки елементи, произведени във вътрешността на звездата, като кислород и въглерод. Газът образува разширяваща се обвивка и се охлажда, докато се отдалечава от звездата, което позволява образуването на прахови частици и молекули. Със силно инфрачервено лъчение от централната звезда, идеални условияза активиране на мазери.
Реакциите на горене на хелий са много чувствителни към температурата. Понякога това води до голяма нестабилност. Появяват се силни пулсации, които в крайна сметка се отчитат външни слоеведостатъчно кинетична енергия, за да бъде изхвърлена и да се превърне в планетарна мъглявина. В центъра на мъглявината остава ядрото на звездата, което, докато се охлажда, се превръща в хелиево бяло джудже, обикновено с маса до 0,5-0,6 слънчева и диаметър от порядъка на диаметъра на Земята .
Бели джуджета
По-голямата част от звездите, включително Слънцето, завършват еволюцията си чрез свиване, докато налягането на изродените електрони балансира гравитацията. В това състояние, когато размерът на звездата намалява сто пъти, а плътността става милион пъти по-висока от плътността на водата, звездата се нарича бяло джудже. Той е лишен от източници на енергия и, постепенно изстивайки, става тъмен и невидим.
В звезди, по-масивни от Слънцето, налягането на изродените електрони не може да задържи компресията на ядрото и продължава, докато повечето от частиците се превърнат в неутрони, опаковани толкова плътно, че размерът на звездата се измерва в километри и е 100 милиони пъти по-плътна вода. Такъв обект се нарича неутронна звезда; неговото равновесие се поддържа от налягането на изродената неутронна материя.
Свръхмасивни звезди
След като външните слоеве на звезда с маса по-голяма от пет слънчеви маси са се разпръснали, за да образуват червен свръхгигант, ядрото започва да се компресира поради гравитационните сили. С увеличаване на компресията температурата и плътността се увеличават и започва нова последователност от термоядрени реакции. При такива реакции се синтезират тежки елементи, които временно възпират колапса на ядрото.
В крайна сметка, тъй като се формират все по-тежки и по-тежки елементи от периодичната таблица, желязо-56 се синтезира от силиций. До този момент при синтеза на елементите се отделя голямо количество енергия, но ядрото на желязото -56 има максимален дефект на масата и образуването на по-тежки ядра е неблагоприятно. Следователно, когато желязното ядро на звезда достигне определена стойност, налягането в него вече не е в състояние да издържи на колосалната сила на гравитацията и настъпва незабавен колапс на ядрото с неутронизация на неговата материя.
Какво се случва след това не е съвсем ясно. Но каквото и да е, то предизвиква експлозия на свръхнова с невероятна сила за секунди.
Съпътстващият изблик на неутрино провокира ударна вълна. Силни струи от неутрино и въртящо се магнитно поле изтласкват голяма част от натрупания материал на звездата - така наречените зародишни елементи, включително желязо и по-леки елементи. Експлодиралата материя се бомбардира от неутрони, излъчвани от ядрото, като ги улавя и по този начин създава набор от елементи, по-тежки от желязото, включително радиоактивни, до уран (и може би дори калифорний). Така експлозиите на свръхнови обясняват наличието на елементи, по-тежки от желязото, в междузвездната материя.
Взривната вълна и струите неутрино отнасят материал далеч от умираща звездав междузвездното пространство. Впоследствие, движейки се в космоса, този материал от свръхнова може да се сблъска с други космически отпадъци и евентуално да участва във формирането на нови звезди, планети или спътници.
Процесите, протичащи при образуването на свръхнова, все още се изучават и засега няма яснота по този въпрос. Също така е под въпрос какво всъщност е останало от оригиналната звезда. Обмислят се обаче два варианта:
Неутронни звезди
Известно е, че при някои свръхнови силната гравитация в дълбините на свръхгиганта кара електроните да падат в атомното ядро, където се сливат с протони, за да образуват неутрони. Електромагнитните сили, разделящи близките ядра, изчезват. Сега ядрото на звездата е плътна топка от атомни ядра и отделни неутрони.
Такива звезди, известни като неутронни звезди, са изключително малки - не повече от голям град, и имат невъобразими висока плътност. Техният орбитален период става изключително кратък, когато размерът на звездата намалява (поради запазване на ъгловия момент). Някои правят 600 оборота в секунда. Когато оста, свързваща северния и южния магнитни полюси на тази бързо въртяща се звезда, сочи към Земята, може да бъде открит импулс на радиация, повтарящ се на интервали, равни на орбиталния период на звездата. Такива неутронни звезди бяха наречени „пулсари“ и станаха първите открити неутронни звезди.
Черни дупки
Не всички свръхнови стават неутронни звезди. Ако звездата има достатъчно голяма маса, тогава колапсът на звездата ще продължи и самите неутрони ще започнат да падат навътре, докато нейният радиус стане по-малък от радиуса на Шварцшилд. След това звездата се превръща в черна дупка.
Съществуването на черни дупки е предсказано от общата теория на относителността. Според общата теория на относителността материята и информацията не могат да напуснат черна дупка при никакви условия. Квантовата механика обаче допуска изключения от това правило.
Останаха бройки отворени въпроси. Главният от тях: „Има ли изобщо черни дупки?“ В крайна сметка, за да се каже със сигурност, че даден обект е черна дупка, е необходимо да се наблюдава неговият хоризонт на събитията. Всички опити за това завършиха с неуспех. Но все още има надежда, тъй като някои обекти не могат да бъдат обяснени без включването на акреция и акреция върху обект без твърда повърхност, но това не доказва самото съществуване на черни дупки.
Въпросите също са открити: възможно ли е звезда да колабира директно в черна дупка, заобикаляйки свръхнова? Има ли свръхнови, които по-късно ще станат черни дупки? Какво е точното влияние на първоначалната маса на звездата върху формирането на обекти в края на нейния жизнен цикъл?
ВЪВЕДЕНИЕ
ГЛАВА 1. Еволюция на звездите
ГЛАВА 2.Термоядрен синтез във вътрешността на звездите и раждането на звезди
ГЛАВА 3. Среден жизнен цикъл на звезда
ГЛАВА 4. По-късни годинии смъртта на звездите
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Литература
ВЪВЕДЕНИЕ
Съвременните научни източници показват, че Вселената се състои от 98% звезди, които „на свой ред“ са основният елемент на галактиката. Източниците на информация дават различни определениятази концепция, ето някои от тях:
Звездата е небесно тяло, в което са настъпили, настъпили са или ще настъпят термоядрени реакции. Звездите са масивни светещи топки от газ (плазма). Образува се от газово-прахова среда (водород и хелий) в резултат на гравитационно свиване. Температурата на материята във вътрешността на звездите се измерва в милиони келвини, а на повърхността им - в хиляди келвини. Енергията на по-голямата част от звездите се освобождава в резултат на термоядрени реакции, превръщащи водорода в хелий, протичащи при високи температури във вътрешните области. Звездите често се наричат основните тела на Вселената, тъй като те съдържат по-голямата част от светещата материя в природата.
Звездите са огромни, сферични обекти, направени от хелий и водород, както и други газове. Енергията на една звезда се съдържа в нейното ядро, където хелият взаимодейства с водорода всяка секунда.
Както всичко органично в нашата вселена, звездите възникват, развиват се, променят се и изчезват - този процес отнема милиарди години и се нарича процес на „звездна еволюция“.
ГЛАВА 1. Еволюция на звездите
Еволюция на звездите- последователността от промени, които една звезда претърпява по време на живота си, тоест в продължение на стотици хиляди, милиони или милиарди години, докато излъчва светлина и топлина.
Звездата започва живота си като студен, разреден облак от междузвезден газ (разредена газообразна среда, която изпълва цялото пространство между звездите), компресира се под собствената си гравитация и постепенно приема формата на топка. По време на компресията, гравитационната енергия (универсална фундаментално взаимодействиемежду всички материални тела) се превръща в топлина и температурата на обекта се повишава. Когато температурата в центъра достигне 15-20 милиона K, започват термоядрени реакции и компресията спира. Обектът се превръща в пълноценна звезда. Първият етап от живота на звездата е подобен на слънчевия - в него преобладават реакциите на водородния цикъл. Тя остава в това състояние през по-голямата част от живота си, намирайки се в главната последователност на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел (фиг. 1) (показваща връзката между абсолютната звездна величина, светимостта, спектралния клас и повърхностната температура на звездата, 1910 г.), докато запасите от гориво в сърцевината му. Когато целият водород в центъра на звездата се преобразува в хелий, се образува хелиево ядро, а термоядреното изгаряне на водорода продължава в неговата периферия. През този период структурата на звездата започва да се променя. Светимостта й нараства, външните й слоеве се разширяват, а температурата на повърхността й намалява – звездата се превръща в червен гигант, който образува разклонение на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. Звездата прекарва значително по-малко време в този клон, отколкото в основната последователност. Когато натрупаната маса на хелиевото ядро стане значителна, то не може да издържи собственото си тегло и започва да се свива; ако звездата е достатъчно масивна, повишаващата се температура може да предизвика по-нататъшна термоядрена трансформация на хелия в по-тежки елементи (хелий във въглерод, въглерод в кислород, кислород в силиций и накрая силиций в желязо).
Ориз. 1. Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел
Еволюция на звезда от клас G по примера на Слънцето
ГЛАВА 2. Термоядрен синтез във вътрешността на звездите
До 1939 г. е установено, че източникът на звездна енергия е термоядрен синтез, протичащ в недрата на звездите. Повечето звезди излъчват радиация, защото в тяхното ядро четири протона се комбинират чрез поредица от междинни стъпки в една алфа частица. Тази трансформация може да се случи по два основни начина, наречени протон-протонен или p-p цикъл и въглерод-азот или CN цикъл. При звездите с ниска маса освобождаването на енергия се осигурява главно от първия цикъл, при тежките звезди - от втория. Запасите от ядрено гориво в една звезда са ограничени и постоянно се изразходват за радиация. Процесът на термоядрен синтез, който освобождава енергия и променя състава на материята на звездата, в комбинация с гравитацията, която се стреми да компресира звездата и също освобождава енергия, както и радиацията от повърхността, която отнася освободената енергия, са основните движещи сили на звездната еволюция.
Раждането на звездите
Еволюцията на една звезда започва в гигантски молекулен облак, наричан още звездна люлка. Повечето от "празното" пространство в една галактика всъщност съдържа между 0,1 и 1 молекула на cm³. Молекулярният облак има плътност от около милион молекули на cm³. Масата на такъв облак надвишава масата на Слънцето 100 000-10 000 000 пъти поради неговия размер: от 50 до 300 светлинни години в диаметър.
Докато облакът се върти свободно около центъра на родната си галактика, нищо не се случва. Въпреки това, поради нееднородността на гравитационното поле, в него могат да възникнат смущения, водещи до локални концентрации на маса. Такива смущения причиняват гравитационен колапс на облака. Един от сценариите, водещи до това, е сблъсък на два облака. Друго събитие, причиняващо колапс, може да бъде преминаването на облак през плътния ръкав на спирална галактика. Критичен фактор може да бъде и експлозията на близка супернова, чиято ударна вълна ще се сблъска с молекулярния облак с огромна скорост. Също така е възможно галактики да се сблъскат, което може да причини избухване на звездообразуване, тъй като газовите облаци във всяка галактика се компресират от сблъсъка. Като цяло, всякакви нехомогенности в силите, действащи върху масата на облака, могат да инициират процеса на образуване на звезди.
Поради възникналите нехомогенности, налягането на молекулярния газ вече не може да предотврати по-нататъшно компресиране и газът започва да се събира около центъра на бъдещата звезда под въздействието на силите на гравитационно привличане. Половината от освободената гравитационна енергия отива за нагряване на облака, а половината отива за светлинно излъчване. В облаците налягането и плътността нарастват към центъра и колапсът на централната част става по-бързо от периферията. Докато се свива, средният свободен път на фотоните намалява и облакът става все по-малко прозрачен за собственото си излъчване. Това води до по-бързо повишаване на температурата и още по-бързо повишаване на налягането. В резултат на това градиентът на налягане балансира гравитационната сила и се образува хидростатично ядро с маса около 1% от масата на облака. Този момент е невидим. По-нататъшното развитие на протозвездата е натрупването на материя, която продължава да пада върху „повърхността“ на ядрото, което поради това нараства по размер. Масата на свободно движещата се материя в облака се изчерпва и звездата става видима в оптичния диапазон. Този момент се счита за края на протозвездната фаза и началото на фазата на младата звезда.
Звездна маса T☼ и радиусът R може да се характеризира с неговата потенциална енергия E . потенциалили гравитационна енергиязвезда е работата, която трябва да бъде изразходвана, за да се разпръсне материята на звездата до безкрайност. И обратно, тази енергия се освобождава при свиване на звездата, т.е. като радиусът му намалява. Стойността на тази енергия може да се изчисли по формулата:
Потенциалната енергия на Слънцето е равна на: E ☼ = 5,9∙10 41 J.
Теоретично изследване на процеса на гравитационно компресиране на звезда показа, че звездата излъчва приблизително половината от потенциалната си енергия, докато другата половина се изразходва за повишаване на температурата на нейната маса до приблизително десет милиона келвина. Не е трудно обаче да се убедим, че Слънцето би излъчило тази енергия за 23 милиона години. Така че гравитационната компресия може да бъде източник на енергия за звездите само в някои, доста кратки етапитяхното развитие.
Теорията за термоядрения синтез е формулирана през 1938 г. от немските физици Карл Вайцзекер и Ханс Бете. Предпоставката за това беше, на първо място, определянето през 1918 г. от Ф. Астън (Англия) на масата на атома на хелия, която е равна на 3,97 маси на атома на водорода , второ, идентифицирането през 1905 г. на връзката между телесното тегло Tи неговата енергия дпод формата на формулата на Айнщайн:
където c е скоростта на светлината, трето, откритието през 1929 г., че благодарение на тунелния ефект две еднакво заредени частици (два протона) могат да се приближат на разстояние, където силата на привличане е по-голяма, както и откритието през 1932 г. на позитрона e+ и неутрона n.
Първата и най-ефективна от реакциите на термоядрен синтез е образуването на четири протона в ядрото на атом на хелий по схемата:
Това, което се случва тук, е много важно масов дефект:масата на едно хелиево ядро е 4,00389 amu, докато масата на четири протона е 4,03252 amu. Използвайки формулата на Айнщайн, изчисляваме енергията, която се отделя при образуването на едно хелиево ядро:
Не е трудно да се изчисли, че ако Слънцето в началния етап на развитие се състои само от водород, то превръщането му в хелий би било достатъчно за съществуването на Слънцето като звезда с текущи загуби на енергия от около 100 милиарда години. Всъщност говорим за „изгарянето“ на около 10% водород от най-дълбоките недра на звездата, където температурата е достатъчна за реакции на синтез.
Реакциите на синтез на хелий могат да протичат по два начина. Първият се нарича pp цикълвторо - СЪС НЕ-цикъл.И в двата случая два пъти във всяко хелиево ядро един протон се превръща в неутрон по следната схема:
,
Където V- неутрино.
Таблица 1 показва средното време на всяка реакция на термоядрен синтез, периодът, през който броят на първоначалните частици ще намалее с дведнъж.
Таблица 1. Реакции на синтез на хелий.
Ефективността на реакциите на синтез се характеризира с мощността на източника, количеството енергия, което се отделя на единица маса вещество за единица време. От теорията следва, че
, като има предвид, че . Температурна граница T,над който Главна роляняма да играе рр-,А CNO цикъл, е равна на 15∙10 6 K. В дълбините на Слънцето основна роля ще играят пп-цикъл. Именно защото първата от неговите реакции има много дълго характерно време (14 милиарда години), Слънцето и подобни звезди преминават през еволюционен пътоколо десет милиарда години. За по-масивните бели звезди това време е десетки и стотици пъти по-малко, тъй като характерното време на основните реакции е много по-кратко CNO-цикъл.Ако температурата във вътрешността на една звезда, след изчерпването на водорода там, достигне стотици милиони келвини, а това е възможно за звезди с маса T>1,2m ☼, тогава източникът на енергия става реакцията на превръщане на хелий във въглерод съгласно схемата:
. Изчисленията показват, че звездата ще изразходва запасите си от хелий за приблизително 10 милиона години. Ако масата му е достатъчно голяма, ядрото продължава да се компресира и при температури над 500 милиона градуса те стават възможни реакциисинтез на по-сложни атомни ядра по схемата: 
При по-високи температури протичат следните реакции:
и т.н. до образуването на железни ядра. Това са реакции екзотермичен,В резултат на техния напредък се освобождава енергия.
Както знаем, енергията, която звездата излъчва в околното пространство, се освобождава в нейните дълбини и постепенно се просмуква към повърхността на звездата. Този трансфер на енергия през дебелината на материята на звездата може да се извърши по два механизма: лъчист трансферили конвекция.
В първия случай говорим за многократно поглъщане и повторно излъчване на кванти. Всъщност с всеки такъв акт се извършва фрагментация на кванти, следователно, вместо твърди γ-кванти, които възникват по време на термоядрен синтезв дълбините на една звезда милиони нискоенергийни кванти достигат нейната повърхност. В този случай законът за запазване на енергията е изпълнен.
В теорията на преноса на енергия е въведена концепцията за свободния път на квант с определена честота υ. Не е трудно да се разбере, че в звездните атмосфери свободният път на един квант не надвишава няколко сантиметра. И времето, необходимо на енергийните кванти да изтекат от центъра на звездата към нейната повърхност, се измерва в милиони години, но в дълбините на звездите могат да възникнат условия, при които този радиационен баланс се нарушава. Водата се държи по подобен начин в съд, който се нагрява отдолу. За известно време течността тук е в състояние на равновесие, тъй като молекулата, получила излишната енергия директно от дъното на съда, успява да прехвърли част от енергията поради сблъсъци към други молекули, които са разположени по-горе. Това установява определен температурен градиент в съда от дъното до горния му ръб. С течение на времето обаче скоростта, с която молекулите могат да пренасят енергия нагоре чрез сблъсъци, става по-малка от скоростта, с която топлината се пренася отдолу. Получава се кипене - пренос на топлина чрез директно движение на веществото.
Първа част АСТРОНОМИЧЕСКИ АСПЕКТ НА ПРОБЛЕМА
4. Еволюция на звездите Съвременната астрономия разполага с голям брой аргументи в полза на твърдението, че звездите се образуват от кондензацията на облаци от газ и прах в междузвездната среда. Процесът на образуване на звезди от тази среда продължава и до днес. Изясняването на това обстоятелство е едно от най-големите постижения на съвременната астрономия. До сравнително скоро се смяташе, че всички звезди са се образували почти едновременно преди много милиарди години. Крахът на тези метафизични идеи беше улеснен преди всичко от напредъка на наблюдателната астрономия и развитието на теорията за структурата и еволюцията на звездите. В резултат на това стана ясно, че много от наблюдаваните звезди са относително млади обекти, а някои от тях са възникнали, когато човекът вече е бил на Земята. Важен аргумент в полза на заключението, че звездите се образуват от междузвездната газова и прахова среда, е разположението на групи от очевидно млади звезди (т.нар. „асоциации“) в спиралните ръкави на Галактиката. Факт е, че според радиоастрономическите наблюдения междузвездният газ е концентриран главно в спиралните ръкави на галактиките. По-специално това се случва в нашата Галактика. Освен това от подробни „радиоизображения” на някои близки до нас галактики следва, че най-високата плътност на междузвездния газ се наблюдава по вътрешните (спрямо центъра на съответната галактика) краища на спиралата, което има естествено обяснение, на чиито подробности не можем да се спрем тук. Но именно в тези части на спиралите се наблюдават „HII зони“, т.е. облаци от йонизиран междузвезден газ, чрез оптични астрономически методи. В гл. 3 вече беше казано, че причината за йонизацията на такива облаци може да бъде само ултравиолетово лъчение от масивни горещи звезди - очевидно млади обекти (виж по-долу). Основен в проблема за еволюцията на звездите е въпросът за източниците на тяхната енергия. Наистина, откъде например идва огромното количество енергия, необходимо за поддържане на слънчевата радиация на приблизително наблюдаваното ниво в продължение на няколко милиарда години? Всяка секунда Слънцето излъчва 4x10 33 ergs, а за 3 милиарда години е излъчило 4x10 50 ergs. Няма съмнение, че възрастта на Слънцето е около 5 милиарда години. Това следва поне от съвременни оценки за възрастта на Земята с помощта на различни радиоактивни методи. Малко вероятно е Слънцето да е „по-младо“ от Земята. През миналия век и в началото на този век бяха предложени различни хипотези за природата на енергийните източници на Слънцето и звездите. Някои учени, например, вярваха, че източникът на слънчева енергия е непрекъснатото падане на метеороиди върху нейната повърхност, други търсеха източника в непрекъснатото компресиране на Слънцето. Потенциалната енергия, освободена по време на такъв процес, може при определени условия да се превърне в радиация. Както ще видим по-долу, този източник може да бъде доста ефективен на ранен етап от еволюцията на звездите, но не може да осигури радиация от Слънцето за необходимото време. Успех ядрена физиканаправи възможно решаването на проблема с източниците на звездна енергия още в края на тридесетте години на нашия век. Такъв източник са реакциите на термоядрен синтез, протичащи в дълбините на звездите при много висока температура, преобладаваща там (от порядъка на десет милиона Келвина). В резултат на тези реакции, чиято скорост силно зависи от температурата, протоните се превръщат в хелиеви ядра, а освободената енергия бавно „изтича“ през дълбините на звездите и в крайна сметка, значително трансформирана, се излъчва в открития космос. Това е изключително мощен източник. Ако приемем, че първоначално Слънцето се е състояло само от водород, който в резултат на термоядрени реакции е напълно трансформиран в хелий, тогава количеството освободена енергия ще бъде приблизително 10 52 erg. По този начин, за да поддържа радиацията на наблюдаваното ниво в продължение на милиарди години, е достатъчно Слънцето да „изразходва“ не повече от 10% от първоначалния си запас от водород. Сега можем да си представим еволюцията на една звезда по следния начин. По някакви причини (няколко от тях могат да бъдат посочени) започна да се кондензира облак от междузвезден газ и прахова среда. Съвсем скоро (в астрономически мащаб, разбира се!), Под въздействието на силите на всемирната гравитация, от този облак ще се образува относително плътна непрозрачна газова топка. Строго погледнато, тази топка все още не може да се нарече звезда, тъй като в централните й области температурата не е достатъчна за започване на термоядрени реакции. Налягането на газа вътре в топката все още не е в състояние да балансира силите на привличане на отделните й части, така че тя непрекъснато ще се компресира. Някои астрономи по-рано вярваха, че такива „протозвезди“ се наблюдават в отделни мъглявини под формата на много тъмни компактни образувания, така наречените глобули (фиг. 12). Успехите на радиоастрономията обаче ни принудиха да изоставим тази доста наивна гледна точка (виж по-долу). Обикновено не се образува едновременно една протозвезда, а повече или по-малко многобройна група от тях. Впоследствие тези групи се превръщат в звездни асоциации и клъстери, добре познати на астрономите. Много е вероятно на този много ранен етап от еволюцията на звездата около нея да се образуват групи с по-ниска маса, които след това постепенно се превръщат в планети (вижте Глава 9).Ориз. 12. Глобули в дифузионна мъглявина
Когато една протозвезда се свие, нейната температура се повишава и значителна част от освободената потенциална енергия се излъчва в околното пространство. Тъй като размерите на срутващата се газова топка са много големи, радиацията на единица от нейната повърхност ще бъде незначителна. Тъй като радиационният поток на единица повърхност е пропорционален на четвъртата степен на температурата (закон на Стефан-Болцман), температурата на повърхностните слоеве на звездата е относително ниска, докато нейната яркост е почти същата като тази на обикновена звезда с същата маса. Следователно на диаграмата спектър-светимост такива звезди ще бъдат разположени вдясно от главната последователност, т.е. те ще попаднат в областта на червените гиганти или червените джуджета, в зависимост от стойностите на техните първоначални маси. Впоследствие протозвездата продължава да се свива. Размерите му намаляват, а температурата на повърхността се повишава, в резултат на което спектърът става все по-„ранен“. По този начин, движейки се по диаграмата спектър-светимост, протозвездата доста бързо ще „седне“ на основната последователност. През този период температурата на звездните недра вече е достатъчна, за да започнат там термоядрени реакции. В този случай налягането на газа вътре в бъдещата звезда балансира привличането и газовата топка спира да се компресира. Протозвезда става звезда. Отнема сравнително малко време на протозвездите да преминат през този най-ранен етап от своята еволюция. Ако, например, масата на протозвездата е по-голяма от слънчевата, това отнема само няколко милиона години, ако е по-малко, няколкостотин милиона години. Тъй като еволюционното време на протозвездите е сравнително кратко, тази най-ранна фаза на развитие на звездите е трудна за откриване. Въпреки това очевидно се наблюдават звезди в такъв стадий. Имаме предвид много интересни звездитип T Телец, обикновено потопен в тъмни мъглявини. През 1966 г. съвсем неочаквано стана възможно да се наблюдават протозвезди в ранните етапи на тяхната еволюция. Вече споменахме в трета глава на тази книга за откритието чрез радиоастрономия на редица молекули в междузвездната среда, предимно хидроксил OH и водна пара H2O. Изненадата на радиоастрономите беше голяма, когато при наблюдение на небето при дължина на вълната 18 cm, съответстваща на радиолинията OH, ярка, изключително компактна (т.е. с малки ъглови размери) източници. Това беше толкова неочаквано, че отначало те отказаха дори да повярват, че такива ярки радиолинии могат да принадлежат на хидроксилна молекула. Имаше хипотеза, че тези линии принадлежат на някакво неизвестно вещество, което веднага получи „подходящото“ име „мистериум“. Много скоро обаче "мистериумът" сподели съдбата на своите оптични "събратя" - "небулия" и "корона". Факт е, че в продължение на много десетилетия ярките линии на мъглявините и слънчевата корона не могат да бъдат идентифицирани с никакви известни спектрални линии. Поради това те бяха приписани на определени хипотетични елементи, непознати на земята - "небулиум" и "корона". Нека не се усмихваме снизходително на невежеството на астрономите в началото на нашия век: все пак тогава не е имало атомна теория! Развитието на физиката не е напуснало периодичната таблицаМястото на Менделеев за екзотични "небесни": през 1927 г. е развенчан "небулиум", чиито линии са напълно надеждно идентифицирани със "забранените" линии на йонизирания кислород и азот, а през 1939 -1941г. Беше убедително показано, че мистериозните "корониеви" линии принадлежат на многократно йонизирани атоми на желязо, никел и калций. Ако „развенчаването“ на „небулиум“ и „кодония“ отне десетилетия, то в рамките на няколко седмици след откриването стана ясно, че линиите „мистериум“ принадлежат на обикновен хидроксил, но само при необичайни условия. Допълнителни наблюдения, на първо място, разкриха, че източниците на „мистериума“ имат изключително малки ъглови размери. Това беше показано с помощта на тогавашния нов, много ефективен методизследвания, наречени "радиоинтерферометрия при много дълги базови линии". Същността на метода се свежда до едновременни наблюдения на източници на два радиотелескопа, разположени на разстояние няколко хиляди километра един от друг. Както се оказва, ъгловата разделителна способност се определя от съотношението на дължината на вълната към разстоянието между радиотелескопите. В нашия случай тази стойност може да бъде ~3x10 -8 rad или няколко хилядни от дъговата секунда! Имайте предвид, че в оптичната астрономия такава ъглова разделителна способност все още е напълно недостижима. Такива наблюдения показаха, че има понетри класа източници на "мистериум". Тук ще се интересуваме от първокласни източници. Всички те се намират в газообразни йонизирани мъглявини, като известната мъглявина Орион. Както вече споменахме, техните размери са изключително малки, много хиляди пъти по-малки размеримъглявини. Най-интересното е, че те имат сложна пространствена структура. Помислете например за източник, разположен в мъглявина, наречена W3.
Ориз. 13. Профили на четирите компонента на хидроксилната линия
На фиг. Фигура 13 показва профила на линията OH, излъчвана от този източник. Както виждаме, тя се състои от голямо количествотесни ярки линии. Всяка линия съответства на определена скорост на движение по линията на видимост на облака, излъчващ тази линия. Големината на тази скорост се определя от ефекта на Доплер. Разликата в скоростите (по линията на видимост) между различните облаци достига ~10 km/s. Интерферометричните наблюдения, споменати по-горе, показаха, че облаците, излъчващи всяка линия, не са пространствено подравнени. Картината се оказва така: в зона с размер приблизително 1,5 секунди около 10 компактни облака се движат с различна скорост. Всеки облак излъчва една специфична (честотна) линия. Ъгловите размери на облаците са много малки, от порядъка на няколко хилядни от дъговата секунда. Тъй като разстоянието до мъглявината W3 е известно (около 2000 pc), ъгловите размери могат лесно да бъдат преобразувани в линейни. Оказва се, че линейните размери на областта, в която се движат облаците, са от порядъка на 10 -2 pc, а размерите на всеки облак са само с порядък по-големи от разстоянието от Земята до Слънцето. Възникват въпроси: какви облаци са тези и защо излъчват толкова много в хидроксилни радиолинии? Отговорът на втория въпрос беше получен доста бързо. Оказа се, че механизмът на излъчване е доста подобен на този, наблюдаван в лабораторните мазери и лазери. И така, източниците на "мистериум" са гигантски, естествени космически мазери, работещи на вълната на хидроксилната линия, чиято дължина е 18 см. Именно в мазерите (и при оптичните и инфрачервените честоти - в лазерите) има огромна яркост в. линията е постигната, а спектралната й ширина е малка. Както е известно, усилването на радиацията в линии поради този ефект е възможно, когато средата, в която се разпространява радиацията, е „активирана“ по някакъв начин. Това означава, че някакъв „външен“ източник на енергия (така нареченото „изпомпване“) прави концентрацията на атоми или молекули на първоначалното (горното) ниво необичайно висока. Без постоянно работещо "изпомпване" мазер или лазер е невъзможен. Въпросът за природата на механизма за „изпомпване“ на космическите мазери все още не е напълно решен. Най-вероятно обаче „изпомпването“ се обслужва от доста мощен инфрачервено лъчение. На другите възможен механизъм"изпомпване" може да е някаква химическа реакция. Струва си да прекъснем нашата история за космическите мазери, за да помислим за какво удивителни явленияастрономите срещат в космоса. Едно от най-великите технически изобретения на нашия бурен век, което играе важна роля в света, в който живеем сега. научно-техническа революция, може лесно да се реализира в естествени условия и освен това в огромен мащаб! Потокът от радиоизлъчване от някои космически мазери е толкова голям, че можеше да бъде открит дори на техническото ниво на радиоастрономията преди 35 години, т.е. дори преди изобретяването на мазери и лазери! За да направите това, трябва „само“ да знаете точната дължина на вълната на OH радио връзката и да се интересувате от проблема. Между другото, това не е първият път, когато най-важните научно-технически проблеми, пред които е изправено човечеството, се реализират в естествени условия. Термоядрените реакции, които поддържат радиацията на Слънцето и звездите (виж по-долу), стимулират разработването и изпълнението на проекти за производство на ядрено „гориво“ на Земята, което в бъдеще трябва да реши всички наши енергийни проблеми. Уви, все още сме далеч от решаването на този най-важен проблем, който природата реши „лесно“. Преди век и половина основателят на вълновата теория на светлината, Френел, отбеляза (разбира се, по друг повод): „Природата се смее на нашите трудности“. Както виждаме, забележката на Френел е още по-вярна днес. Да се върнем обаче към космическите мазери. Въпреки че механизмът за „изпомпване“ на тези мазери все още не е напълно ясен, все още може да се получи груба представа за физически условияв облаци, излъчващи линия от 18 см чрез мазерен механизъм, на първо място се оказва, че тези облаци са доста плътни: в кубичен сантиметър има най-малко 10 8 -10 9 частици и значително (и може би повечето) част от тях са молекули. Температурата едва ли ще надхвърли две хиляди Келвина, най-вероятно е около 1000 Келвина. Тези свойства са рязко различни от свойствата дори на най-плътните облаци от междузвезден газ. Имайки предвид все още относително малки размериоблаци, неволно стигаме до извода, че те по-скоро приличат на разширените, доста студени атмосфери на свръхгигантски звезди. Много е вероятно тези облаци да не са нищо повече от ранен етап от развитието на протозвездите, непосредствено след тяхната кондензация от междузвездната среда. Други факти също подкрепят това твърдение (което авторът на тази книга изказва още през 1966 г.). В мъглявините, където се наблюдават космически мазери, се виждат млади, горещи звезди (виж по-долу). Следователно, процесът на звездообразуване там наскоро приключи и най-вероятно продължава в момента. Може би най-любопитното е, че както показват радиоастрономическите наблюдения, космическите мазери от този тип са сякаш „потопени“ в малки, много плътни облаци от йонизиран водород. Тези облаци съдържат много космически прах, което ги прави ненаблюдаеми в оптичния диапазон. Такива "пашкули" се йонизират от намиращата се в тях млада гореща звезда. Инфрачервената астрономия се оказа много полезна при изучаването на процесите на звездообразуване. Наистина, за инфрачервените лъчи междузвездното поглъщане на светлина не е толкова значимо. Сега можем да си представим следната картина: от облака на междузвездната среда чрез кондензацията му се образуват няколко струпвания с различна маса, еволюирали в протозвезди. Скоростта на еволюция е различна: за по-масивни бучки тя ще бъде по-голяма (вижте Таблица 2 по-долу). Следователно най-масивната бучка първо ще се превърне в гореща звезда, докато останалите ще се задържат повече или по-малко дълго на етапа на протозвездата. Ние ги наблюдаваме като източници на мазерно лъчение в непосредствена близост до „новородена“ гореща звезда, йонизираща водорода „пашкул“, който не е кондензирал в бучки. Разбира се, тази груба схема ще бъде допълнително усъвършенствана и, разбира се, ще бъдат направени значителни промени в нея. Но фактът остава: неочаквано се оказа, че известно време (най-вероятно сравнително кратко) новородените протозвезди, образно казано, „крещят“ за раждането си, използвайки използвайки най-новите методи квантова радиофизика (т.е. мазери)... 2 години след откриването на космическите мазери върху хидроксил (линия 18 cm) - беше установено, че същите източници излъчват едновременно (също чрез мазерен механизъм) линия от водна пара, дължината на вълната на който е 1, 35 cm интензитет на „водния” мазер е дори по-голям от този на „хидроксилния”. Облаците, излъчващи линията H2O, въпреки че са разположени в същия малък обем като "хидроксилните" облаци, се движат с различни скорости и са много по-компактни. Не може да се изключи в близко бъдеще да бъдат открити и други мазерни линии*. Така съвсем неочаквано радиоастрономията превърна класическия проблем за звездообразуването в клон на наблюдателната астрономия**. Веднъж попаднала на главната последователност и спряла да се свива, звездата излъчва дълго време, практически без да променя позицията си на диаграмата спектър-светимост. Излъчването му се поддържа от термоядрени реакции, протичащи в централните области. По този начин основната последователност е, така да се каже, геометрично местоположение на точки на диаграмата спектър-осветеност, където една звезда (в зависимост от нейната маса) може да излъчва дълго време и стабилно поради термоядрени реакции. Мястото на една звезда в главната последователност се определя от нейната маса. Трябва да се отбележи, че има още един параметър, който определя позицията на равновесната излъчваща звезда на диаграмата спектър-светимост. Този параметър е първоначалният химичен състав на звездата. Ако относителното изобилие на тежки елементи намалее, звездата ще "падне" в диаграмата по-долу. Именно това обстоятелство обяснява наличието на последователност от подджуджета. Както бе споменато по-горе, относителното изобилие на тежки елементи в тези звезди е десетки пъти по-малко, отколкото в звездите от главната последователност. Времето, през което една звезда остава в главната последователност, се определя от нейната първоначална маса. Ако масата е голяма, излъчването на звездата има огромна мощност и тя бързо изразходва запасите си от водородно „гориво“. Например звезди от главната последователност с маса няколко десетки пъти по-голяма от Слънцето (това са горещи сини гиганти от спектрален клас О) могат да излъчват стабилно, докато остават в тази последователност само няколко милиона години, докато звезди с маса близка до слънчеви, са в главната последователност от 10-15 милиарда години. По-долу е таблицата. 2, даваща изчислената продължителност на гравитационно свиване и престой в главната последователност за звезди от различни спектрални класове. Същата таблица показва стойностите на масите, радиусите и яркостта на звездите в слънчеви единици.
таблица 2
| години | |||||
|
Спектрален клас |
Светимост |
гравитационна компресия |
останете на основната последователност | ||
|
G2 (слънце) |
|||||
Ориз. 14. Еволюционни следи за звезди с различни маси на диаграмата светимост-температура
Ориз. 15. Диаграма на Hertzsprung-Russell за звездния куп NGC 2254
Ориз. 16. Диаграма на Hertzsprung - Russell за кълбовидния куп M 3. По вертикалната ос - относителна величина
Съответната диаграма ясно показва цялата главна последователност, включително горната лява част, където са разположени горещи масивни звезди (цветов индекс от 0,2 съответства на температура от 20 хиляди K, т.е. спектър от клас B). Кълбовидният куп M3 е "стар" обект. Ясно се вижда, че в горната част на диаграмата на главната последователност, построена за този клъстер, почти няма звезди. Но клонът на червения гигант на M 3 е много богато представен, докато NGC 2254 има много малко червени гиганти. Това е разбираемо: в стария клъстер M 3 голям брой звезди вече са „напуснали“ основната последователност, докато в младия клъстер NGC 2254 това се случи само с малък брой относително масивни, бързо развиващи се звезди. Трябва да се отбележи, че гигантският клон за M 3 върви доста стръмно нагоре, докато за NGC 2254 е почти хоризонтален. От теоретична гледна точка това може да се обясни със значително по-ниското съдържание на тежки елементи в M 3 И наистина, в звездите на кълбовидните купове (както и в други звезди, които се концентрират не толкова към галактическата равнина, колкото. към галактическия център), относителното изобилие на тежки елементи е незначително. В диаграмата "цветов индекс - осветеност" за M 3 се вижда друг почти хоризонтален клон. Няма подобно разклонение в диаграмата, конструирана за NGC 2254. Теорията обяснява появата на този клон по следния начин. След като температурата на свиващото се плътно хелиево ядро на звездата - червен гигант - достигне 100-150 милиона К, там ще започне да протича нова ядрена реакция. Тази реакция се състои в образуването на въглеродно ядро от три хелиеви ядра. Веднага щом тази реакция започне, компресията на ядрото ще спре. Впоследствие повърхностните слоеве
звездите повишават температурата си и звездата на диаграмата спектър-осветеност ще се премести наляво. Именно от такива звезди се формира третият хоризонтален клон на диаграмата за M 3.
Ориз. 17. Обобщена диаграма на Херцшпрунг-Ръсел за 11 звездни купа
На фиг. Фигура 17 схематично показва обобщена диаграма „цвет-осветеност“ за 11 клъстера, два от които (M 3 и M 92) са кълбовидни. Ясно се вижда как основните последователности на различни клъстери се „огъват“ надясно и нагоре в пълно съответствие с теоретичните концепции, които вече бяха обсъдени. От фиг. 17 веднага може да се определи кои гроздове са млади и кои стари. Например „двойният“ клъстер X и h Персей е млад. Той "консервира" значителна част от основната последователност. Купът M 41 е по-стар, купът Hyades е още по-стар, а купът M 67 е много стар, чиято диаграма цвят-светимост е много подобна на подобна диаграма за кълбовидните купове M 3 и M 92. Само гигантът клонът на кълбовидните клъстери е по-висок в съответствие с разликите в химичния състав, обсъдени по-рано. По този начин данните от наблюденията напълно потвърждават и оправдават изводите на теорията. Изглежда трудно да се очаква наблюдателна проверка на теорията за процесите в звездните недра, които са скрити от нас от огромна дебелина на звездна материя. И все пак теорията тук постоянно се следи от практиката на астрономическите наблюдения. Трябва да се отбележи, че съставянето на голям брой диаграми цвят-осветеност изисква огромна работа от астрономи-наблюдатели и радикално подобряване на методите за наблюдение. От друга страна успехът на теорията вътрешна структураи еволюцията на звездите би била невъзможна без съвременната изчислителна технология, базирана на използването на високоскоростни електронни изчислителни машини. Изследванията в областта на ядрената физика също оказаха неоценима услуга на теорията, което направи възможно получаването на количествени характеристики на онези ядрени реакции, които се случват във вътрешността на звездите. Без преувеличение можем да кажем, че развитието на теорията за структурата и еволюцията на звездите е едно от най-големите постижения в астрономията от втората половина на 20 век. развитие съвременна физикаотваря възможността за пряко наблюдение на теорията за вътрешната структура на звездите и по-специално на Слънцето. Говорим за възможността за откриване на мощен поток от неутрино, който трябва да бъде излъчен от Слънцето, ако в неговите дълбини протичат ядрени реакции. Добре известно е, че неутриното взаимодействат изключително слабо с други елементарни частици. Например, едно неутрино може да премине през цялата дебелина на Слънцето почти без абсорбция, докато рентгеновото лъчение може да премине само през няколко милиметра материя в слънчевата вътрешност без абсорбция. Ако си представим, че мощен лъч от неутрино с енергията на всяка частица в
Той заема точка в горния десен ъгъл: има висока яркост и ниска температура. Основното лъчение възниква в инфрачервения диапазон. Радиацията от студената прахова обвивка достига до нас. По време на процеса на еволюция позицията на звездата на диаграмата ще се промени. Единственият източник на енергия на този етап е гравитационната компресия. Следователно звездата се движи доста бързо успоредно на ординатната ос.
Температурата на повърхността не се променя, но радиусът и осветеността намаляват. Температурата в центъра на звездата се повишава, достигайки стойност, при която започват реакции с леки елементи: литий, берилий, бор, които бързо изгарят, но успяват да забавят компресията. Трасето се върти успоредно на ординатната ос, температурата на повърхността на звездата се повишава, а светимостта остава почти постоянна. Накрая в центъра на звездата започват реакции на образуване на хелий от водород (изгаряне на водород). Звездата влиза в основната последователност.
Продължителността на началния етап се определя от масата на звездата. За звезди като Слънцето е около 1 милион години, за звезда с маса 10 М☉ около 1000 пъти по-малко и за звезда с маса 0,1 М☉ хиляди пъти повече.
Млади звезди с ниска маса
В началото на еволюцията звезда с ниска маса има лъчисто ядро и конвективна обвивка (фиг. 82, I).
На етапа на основната последователност звездата свети поради освобождаването на енергия в ядрените реакции на превръщане на водород в хелий. Доставянето на водород осигурява светимостта на звезда с маса 1 М☉ приблизително в рамките на 10 10 години. Звездите с по-голяма маса консумират водород по-бързо: например звезда с маса 10 М☉ ще консумира водород за по-малко от 10 7 години (осветеността е пропорционална на четвъртата степен на масата).
Звезди с малка маса
Тъй като водородът изгаря, централните области на звездата са силно компресирани.
Звезди с висока маса
След достигане на главната последователност, еволюцията на звезда с голяма маса (>1.5 М☉) се определя от условията на изгаряне на ядреното гориво в недрата на звездата. На етапа на основната последователност това е изгарянето на водород, но за разлика от звездите с ниска маса, в ядрото доминират реакциите на цикъла въглерод-азот. В този цикъл С и N атомите играят ролята на катализатори. Скоростта на освобождаване на енергия в реакциите на такъв цикъл е пропорционална на T 17. Следователно в ядрото се образува конвективно ядро, заобиколено от зона, в която преносът на енергия се извършва чрез излъчване.
Светимостта на звездите с голяма маса е много по-висока от яркостта на Слънцето и водородът се изразходва много по-бързо. Това се дължи и на факта, че температурата в центъра на такива звезди също е много по-висока.
Тъй като делът на водорода в материята на конвективното ядро намалява, скоростта на освобождаване на енергия намалява. Но тъй като скоростта на освобождаване се определя от осветеността, ядрото започва да се компресира и скоростта на освобождаване на енергия остава постоянна. В същото време звездата се разширява и се премества в областта на червените гиганти.
Звезди с малка маса
Докато водородът изгори напълно, в центъра на звезда с ниска маса се образува малко хелиево ядро. В ядрото плътността на материята и температурата достигат съответно стойности от 10 9 kg/m и 10 8 K. Изгарянето на водород става на повърхността на ядрото. Тъй като температурата в ядрото се повишава, скоростта на изгаряне на водорода се увеличава и светимостта се увеличава. Лъчистата зона постепенно изчезва. И поради увеличаването на скоростта на конвективните потоци, външните слоеве на звездата се надуват. Размерът и светимостта му се увеличават - звездата се превръща в червен гигант (фиг. 82, II).
Звезди с висока маса
Когато водородът в звезда с голяма маса е напълно изчерпан, в ядрото започва да протича тройна реакция на хелий и в същото време реакцията на образуване на кислород (3He=>C и C+He=>0). В същото време водородът започва да гори на повърхността на хелиевото ядро. Появява се източникът на първия слой.
Запасът от хелий се изчерпва много бързо, тъй като при описаните реакции при всеки елементарен акт се отделя относително малко енергия. Картината се повтаря и в звездата се появяват двуслойни източници, а в ядрото започва реакцията C+C=>Mg.
Еволюционният път се оказва много сложен (фиг. 84). На диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел звездата се движи по последователността от гиганти или (на много голяма масав областта на свръхгигантите) периодично се превръща в Цефей.
Стари звезди с ниска маса
За звезда с ниска маса в крайна сметка скоростта на конвективния поток на някакво ниво достига втората скорост на бягство, черупката се отделя и звездата се превръща в бяло джудже, заобиколено от планетарна мъглявина.
Еволюционният път на звезда с ниска маса върху диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел е показан на фигура 83.
Смърт на звезди с голяма маса
В края на своята еволюция една звезда с голяма маса има много сложна структура. Всеки слой има свой собствен химичен състав, ядрените реакции протичат в няколко източника на слоеве, а в центъра се образува желязно ядро (фиг. 85).
Ядрени реакции с желязо не възникват, тъй като те изискват разход (а не освобождаване) на енергия. Поради това желязното ядро бързо се свива, температурата и плътността в него се увеличават, достигайки фантастични стойности - температура от 10 9 K и налягане от 10 9 kg / m 3. Материал от сайта
В този момент започват два важни процеса, протичащи в ядрото едновременно и много бързо (очевидно за минути). Първият е, че по време на ядрени сблъсъци атомите на желязото се разпадат на 14 атома хелий, вторият е, че електроните се „пресоват“ в протони, образувайки неутрони. И двата процеса са свързани с усвояването на енергия, а температурата в ядрото (също и налягането) мигновено пада. Външните слоеве на звездата започват да падат към центъра.
Падането на външните слоеве води до рязко повишаване на температурата в тях. Водородът, хелият и въглеродът започват да горят. Това е придружено от мощен поток от неутрони, който идва от централното ядро. В резултат на това възниква мощна ядрена експлозия, изхвърляща външните слоеве на звездата, които вече съдържат всички тежки елементи, до калифорния. Според съвременните възгледи всички атоми на тежки химични елементи (т.е. по-тежки от хелия) са се образували във Вселената именно при изригвания