Звезды и их эволюция

5. Процесс звездообразования

Звезды рождаются в  галактиках из межзвездного вещества, неравномерно распределенного в пространстве, состоящего из газа и пыли, пронизанного излучениями и слабым магнитным полем. Часть этого вещества собрана в облака, в самых плотных областях которых идет процесс звездообразования. Газово-пылевые облака неоднородны.

В них образуются сгустки, которые со временем под действием  гравитации начинают сжиматься. В процессе сжатия возникает вращение вещества, и вокруг центральной части формируется газово-пылевой диск. Падение вещества к центру конденсации (сжатие) приводит к столкновениям между частицами и их разогреву при переходе кинетической энергии в тепловую. Идет формирование протозвезды. Когда температура в центральной области достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий, сжатие прекращается, и протозвезда становится звездой. У протозвезды солнечной массы процесс медленного сжатия продолжается около 50 млн. лет  

Из аккреционного диска, вращающегося вокруг молодой звезды, со временем может сформироваться система планет и их спутников. Образование планет проходит бурно и сопровождается постоянными столкновениями. Часть материи под воздействием гравитационных возмущений и интенсивного звездного ветра выбрасывается в окружающее космическое пространство.

Процесс звездообразования  продолжается и в наше время, но уже из вещества, обогащенного тяжелыми элементами, выброшенными в процессе эволюции предыдущих звездных поколений. Обычно звезды рождаются не поодиночке, а как бы "гнездами", формируя обширные скопления — ассоциации. Молодые ассоциации звезд генетически связаны с большими газово-пылевыми комплексами межзвездной среды.

Каждая "новорожденная" звезда, в зависимости от своей  первоначальной массы, занимает определенное место на диаграмме Герцшпрунга-Рессела — графике, по одной оси которого отложен показатель цвета звезды, а по другой — ее светимость, т.е. количество энергии, излучаемой в секунду. Показатель цвета звезды связан с температурой ее поверхностных слоев — чем ниже температура, тем звезда краснее, а ее показатель цвета больше.

"Протозвездная" стадия  эволюции относительно быстротечна.  Самые массивные звезды проходят ее всего за несколько сотен тысяч лет. Поэтому неудивительно, что число таких звезд в Галактике невелико и наблюдать их не просто. Но после того, как они "пропишутся" на Главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела, ситуация резко меняется. Теперь параметры звезды стабилизировались, и в течение длительного времени они будут оставаться неизменными. Звезды на диаграмме формируют пять полос, называемых последовательностями. От верхнего левого угла к правому нижнему проходит Главная последовательность, на которой находится большинство звезд. Верхняя часть представлена голубыми звездами с температурой 30 000°-50 000° Кис оптической светимостью в 10 000 раз больше светимости Солнца (например, Спика), далее расположены белые звезды (Сириус А), желтовато-белые (Процион), желтые (Солнце), оранжевые (χ Кита), а заканчивается Главная последовательность красными карликами с температурой 3000°-4000° К, которые слабее Солнца в 1000 раз (Крюгер 60). Выше Главной последовательности находятся красноватые субгиганты, а затем желтые, оранжевые и красные гиганты, имеющие большие размеры и соответственно высокие светимости (Капелла, Арктур, Альдебаран). В самой верхней части диаграммы проходит ветвь сверхгигантов, светимость которых в сотни тысяч раз больше светимости Солнца (Ригель, Бетельгейзе). Но таких звезд очень немного. Чуть ниже Главной последовательности    параллельно    ей    проходит ветвь субкарликов. И, наконец, в самой нижней части диаграммы отдельной группой располагаются белые карлики — очень плотные маленькие и горячие звезды, находящиеся на заключительной стадии развития (Сириус В).

В процессе эволюции звезды меняют свое положение на диаграмме "спектр-светимость", перемещаясь из одной группы в другую. Большую часть жизни звезда проводит на Главной последовательности. Справа и вверх от нее располагаются как самые молодые звезды, так и звезды, далеко продвинувшиеся по своему эволюционному пути.

Время жизни звезды зависит, главным образом, от ее массы. По теоретическим расчетам, масса звезды может варьировать от 0,08 до 100 солнечных масс. У протозвезды с массой меньше 0,08 солнечной температура в центре не сможет подняться до необходимой для начала термоядерных реакций. А звезды с массой больше 100 солнечных масс неустойчивы. Чем больше масса звезды, тем быстрее выгорает водород, и тем более тяжелые элементы могут образоваться в процессе термоядерного синтеза в ее недрах. На поздней стадии эволюции, когда в центральной части звезды начинается горение гелия, она сходит с Главной последовательности, становясь, в зависимости от массы, голубым или красным гигантом.

Итак, на протяжении периода, когда звезда находится на Главной  последовательности, она эволюционирует, медленно теряя вещество за счет излучения.

Она продолжает свою созидательную алхимию, и вот уже через какие-нибудь несколько миллионов лет появляются около двадцати новых химических элементов. Когда гелиевое топливо исчерпано, начинается сжигание углерода, в результате которого образуется кислород. После углерода наступает очередь кислорода. Таким образом, рождаются более сложные элементы, такие как неон, магний или даже алюминий и сера. Когда появляется железо, звезда уже содержит химические элементы, которые позже образуют более 90% атомов нашего тела, и будут отвечать за разнообразие жизни на Земле.

Чтобы представить себе дальнейшую эволюцию звезд, вспомним о силах, обеспечивающих равновесие процессов в их недрах. Там протекают ядерные реакции  с выделением энергии, которая затем передается наружным слоям и нагревает их. Это могло бы привести к расширению и разлету наружных слоев звезды, если бы не гравитация. Чем больше масса звезды, тем сильнее ее гравитационное поле. Таким образом, на материал звезды действуют силы притяжения, которые уравновешиваются внутренним давлением. В обычных звездах это равновесие сохраняется миллиарды лет, в течение которых они светят, медленно расходуя водородное топливо.

 

Но наступает момент, когда  полностью исчерпаны термоядерные источники энергии. Звезда на пороге кризиса, она уже не может вырабатывать необходимое количество энергии, достаточного  для   поддержания  внутреннего давления и противостояния силам гравитации. Начинается процесс неудержимого сжатия (коллапс), но это сжатие уже не может обеспечить включение новых термоядерных реакций. Для звезд, которые значительно массивнее Солнца, гравитационный коллапс наступает сразу после образования железного ядра. У менее массивных звезд этот процесс начинается на более ранних этапах развития..

 

Зрелость звезды

По прошествии от миллиона до нескольких десятков миллиардов лет (в зависимости от начальной массы) звезда истощает водородные ресурсы ядра. В больших и горячих звёздах это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких и более холодных. Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций.

Без давления, которое производилось  этими реакциями и уравновешивало силу собственного гравитационного  притяжения звезды, внешние слои начинают сжиматься к ядру. Температура  и давление повышаются как во время  формирования протозвезды, но на этот раз до гораздо более высокого уровня. Коллапс продолжается до тех  пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия.

Очень горячее ядро становится причиной чудовищного расширения звезды. Её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Таким образом звезда становится красным гигантом, и фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами.

То, что происходит в дальнейшем, вновь зависит от массы звезды.

 

Поздние годы и гибель звёзд

Старые звёзды с малой  массой

На сегодняшний день достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими  звёздами после истощения запаса водорода. Поскольку возраст вселенной  составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного  топлива, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.

Некоторые звёзды могут синтезировать  гелий лишь в некоторых активных участках, что вызывает нестабильность и сильные звёздные ветры. В этом случае образования планетарной  туманности не происходит, а звезда лишь испаряется, становясь даже меньше чем коричневый карлик.

 

Туманность Кошачий Глаз — планетарная  туманность, сформировавшаяся после  гибели звезды, по массе приблизительно равной солнечной

 

Но звезда с массой менее 0,5 солнечной никогда не будет  в состоянии преобразовывать  гелий даже после того, как в  ядре прекратятся реакции с участием водорода. Звёздная оболочка у них  недостаточно массивна, чтобы преодолеть давление, производимое ядром. К таким  звёздам относятся красные карлики (такие как Проксима Центавра), срок пребывания которых на главной последовательности составляет сотни миллиардов лет. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.

 

Звёзды среднего размера

При достижении звездой средней  величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта, её внешние слои продолжают расширяться, ядро сжиматься, и начинаются реакции синтеза  углерода из гелия. Синтез высвобождает много энергии, давая звезде временную  отсрочку. Для звезды по размеру  схожей с Солнцем, этот процесс может  занять около миллиарда лет.

Изменения в величине испускаемой  энергии заставляют звезду пройти через  периоды нестабильности, включающие в себя перемены в размере, температуре  поверхности и выпуске энергии. Выпуск энергии смещается в сторону  низкочастотного излучения. Все это сопровождается нарастающей потерей массы вследствие сильных звёздных ветров и интенсивных пульсаций. Звёзды, находящиеся в этой фазе, получили название звёзд позднего типа, OH-IR звёзд или Мира-подобных звёзд, в зависимости от их точных характеристик. Выбрасываемый газ относительно богат тяжёлыми элементами, производимыми в недрах звезды, такими как кислород и углерод. Газ образует расширяющуюся оболочку и охлаждается по мере удаления от звезды, делая возможным образование частиц пыли и молекул. При сильном инфракрасном излучении центральной звезды в таких оболочках формируются идеальные условия для активизации мазеров.

Реакции сжигания гелия очень  чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают сильнейшие пульсации, которые  в конечном итоге сообщают внешним  слоям достаточно кинетической энергии, чтобы быть выброшенными и превратиться в планетарную туманность. В центре туманности остаётся ядро звезды, которое, остывая, превращается в гелиевый белый карлик, как правило, имеющий массу до 0,5-0,6 солнечных и диаметр порядка диаметра Земли.

 

Белые карлики

Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и  кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и  её быстрое перемещение по диаграмме  Герцшпрунга — Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды), в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар), если же масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова — как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых.

Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.

У звёзд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных  электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех  пор, пока большинство частиц не превратится  в нейтроны, упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 100 млн раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества.

 

Сверхмассивные  звёзды

После того, как внешние  слои звезды, с массой большей чем  пять солнечных, разлетелись образовав красный сверхгигант, ядро вследствие сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия увеличиваются температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются тяжёлые элементы, что временно сдерживает коллапс ядра.

В конечном итоге, по мере образования  всё более тяжёлых элементов  периодической системы, из кремния  синтезируется железо-56. Вплоть до этого  момента синтез элементов высвобождал  большое количество энергии, однако именно ядро железа-56 обладает максимальным дефектом массы и образование  более тяжёлых ядер невозможно. Поэтому  когда железное ядро звезды достигает  определённой величины, то давление в  нём уже не в состоянии противостоять  колоссальной силе гравитации, и происходит незамедлительный коллапс ядра с  нейтронизацией его вещества.

То что происходит в дальнейшем, не до конца ясно. Но что бы это ни было, это в считанные секунды приводит к взрыву сверхновой звезды невероятной силы.

Сопутствующий этому всплеск  нейтрино провоцирует ударную волну. Сильные струи нейтрино и вращающееся магнитное поле выталкивают большую часть накопленного звездой материала — так называемые рассадочные элементы, включая железо и более лёгкие элементы. Разлетающаяся материя бомбардируется вырываемыми из ядра нейтронами, захватывая их и тем самым создавая набор элементов тяжелее железа, включая радиоактивные, вплоть до урана (а возможно, даже до калифорния). Таким образом, взрывы сверхновых объясняют наличие в межзвёздном веществе элементов тяжелее железа.

Взрывная волна и струи  нейтрино уносят материал прочь от умирающей звезды в межзвёздное  пространство. В последующем, перемещаясь  по космосу, этот материал сверхновой может столкнуться с другим космическим  мусором, и возможно, участвовать  в образовании новых звёзд, планет или спутников.

Процессы, протекающие при  образовании сверхновой, до сих пор  изучаются, и пока в этом вопросе  нет ясности. Также под вопросом, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта: