Происхождение и эволюция звезд

 - масса,

 - светимость (полное количество энергии излучаемое звездой в единицу времени L),

- радиус,

 - температура поверхности.

 Если температура поверхности 3 – 4 тыс. К, то её цвет красноватый, 6 – 7 тыс. К – жёлтый, 10 – 12 тыс. К  – белый и голубой. Последовательность  спектров звёзд, получающихся при  непрерывном изменении их поверхностных слоёв, обозначается следующими буквами: O, B, A, F, G, K, M (от горячих к холодным). Каждый из этих классов подразделяется ещё на 10 подклассов (пример B1, B2, B3…). Светимость звёзд (L) чаще выражается в единицах светимости Солнца (4x эрг/с). По светимости звёзды различаются в очень широких пределах. Большинство звёзд составляют «карлики», их светимость ничтожна иногда даже по сравнению с Солнцем. Характеристикой светимости является «абсолютная величина» звезды. Есть ещё понятие «видимая звёздная величина», которая зависит от светимости звезды, цвета и расстояния до неё. В большинстве случаев используют «абсолютную величину», чтобы реально оценить размеры звёзд, независимо как далеко они находятся. Чтобы узнать истинную величину, просто нужно звёзды отнести на какое-то условное расстояние (допустим на 10ПК). Звёзды высокой светимости имеют отрицательные значения. На пример видимая величина солнца -26,8. На расстоянии в 10ПК эта величина будет уже +5 (самые слабые звёзды видимые невооружённым глазом имеют величину +6).

2.2.Стадия гравитационного  сжатия

 Согласно наиболее распространенной  точке зрения, звезды образуются  в результате гравитационной  конденсации вещества межзвездной  среды. Необходимое для этого разделение межзвездной среды на две фазы - плотные холодные облака и разряженную среду с более высокой температурой - может происходить под воздействием тепловой неустойчивости Рэлея-Тейлора в межзвездном магнитном поле. Газово-пылевые комплексы с массой , характерным размером (10-100) пк и концентрацией частиц n~102 см-3. действительно наблюдаются благодаря излучению ими радиоволн. Сжатие (коллапс) таких облаков требует определенных условий: гравитационная энергия связи частиц облака должна превосходить сумму энергии теплового движения частиц, энергии вращения облака как целого и магнитной энергии облака (критерий Джинса).

 Звездообразование происходит путем последовательной, осуществляющейся в несколько этапов, фрагментации массивных облаков. В этой картине естественно объясняется рождение звезд группами - скоплениями. При этом все еще неясными остаются вопросы, относящиеся к тепловому балансу в облаке, полю скоростей в нем, механизму, определяющему спектр масс фрагментов.

Выделяющаяся в ядре энергия медленно просачивается к поверхности благодаря лучистой теплопроводности. Температура начинает повышаться почти адиабатически, это приводит к росту давления, и ядро приходит в состояние гидростатического равновесия. Оболочка продолжает падать на ядро, и на его периферии возникает ударная волна. Параметры ядра в это время слабо зависят от общей массы протозвезды:

 По мере увеличения массы  ядра за счет аккреции, его  температура изменяется практически адиабатически, пока не достигнет 2000 К, когда начинается диссоциация молекул H2(водорода). В результате расхода энергии на диссоциацию, а не на увеличение кинетической энергии частиц, значение показателя адиабаты  становится меньше 4/3, изменения давления не способны компенсировать силы тяготения и ядро повторно коллапсирует. Образуется новое ядро с параметрами , окруженное ударным фронтом, на которое аккрецируют остатки первого ядра. Подобная же перестройка ядра происходит при ионизации водорода.

 Дальнейший рост ядра за  счет вещества оболочки продолжается до тех пор, пока все вещество упадет на звезду либо рассеется под действием давления излучения или звездного ветра, если ядро достаточно массивно.

Звезда, состоящая из ядра и оболочки, наблюдается как ИК-источник из-за переработки излучения в оболочке (пыль оболочки, поглощая фотоны УФ-излучения ядра, излучает в ИК-диапазоне). Когда оболочка становится оптически тонкой, протозвезда начинает наблюдаться как обычный объект звездной природы. У наиболее массивных звезд оболочки сохраняются до начала термоядерного горения водорода в центре звезды. Давление излучения ограничивает массу звезд величиной. Если даже и образуются более массивные звезды, то они оказываются пульсационно-неустойчивыми и могут потерять значительную часть массы на стадии горения водорода в ядре. Продолжительность стадии коллапса и рассеяния протозвездной оболочки того же порядка, что и время свободного падения для родительского облака, т.е. 105-106 лет. Освещенные ядром сгустки темного вещества остатков оболочки, ускоренные звездным ветром, отождествляются с объектами Хербига-Аро (звездообразными сгущениями, имеющими эмиссионный спектр). Звезды малых масс, когда они становятся видимыми, находятся в области Г.-Р.д., занимаемой звездами типа Т Тельца (карликовыми вспыхивающими звездами), более массивные - в области, где находятся эмиссионные звезды Хербига (неправильные переменные звезды ранних спектральных классов с эмиссионными линиями в спектрах).

У звезд малых масс в момент, когда устанавливается гидростатическое равновесие, условия в ядрах таковы, что энергия в них переносится конвекцией. Расчеты показывают, что температура поверхности полностью конвективной звезды почти постоянна. Радиус звезды непрерывно уменьшается, т.к. она продолжает сжиматься.

По мере продолжения сжатия, температура в недрах звезды повышается, вещество становится более прозрачным, и у звезд  возникают лучистые ядра, но оболочки остаются конвективными. Менее массивные звезды остаются полностью конвективными. Их светимость регулируется тонким лучистым слоем в фотосфере. Чем массивнее звезда и чем выше ее эффективная температура, тем больше у нее лучистое ядро (в звездах с лучистое ядро возникает сразу). В конце концов, практически вся звезда (за исключением поверхностной конвективной зоны у звезд с массой ) переходит в состояние лучистого равновесия, при котором вся выделяющаяся в ядре энергия переносится излучением.

2.3. Эволюция на  основе ядерных реакций

 При температуре в ядрах ~ 106 К начинаются первые ядерные  реакции - выгорают дейтерий, литий, бор. Первичное количество этих элементов настолько мало, что их выгорание практически не выдерживает сжатия. Сжатие прекращается, когда температура в центре звезды достигает ~ 106 К и загорается водород, т.к. энергии, выделяющейся при термоядерном горении водорода, достаточно для компенсации потерь на излучение. Однородные звезды, в ядрах которых горит водород, образуют на Г.-Р.д. начальную главную последовательность (НГП). Массивные звезды достигают НГП быстрее звезд малой массы, т.к. у них скорость потери энергии больше на единицу массы, а следовательно, и темп эволюции выше, чем у маломассивных звезд. С момента выхода на НГП эволюция звезд происходит на основе ядерного горения. Ядерное горение может происходить до образования элементов группы железа, у которых наибольшая среди всех ядер энергия связи. При котором основным источником энергии является реакция водородного цикла, при больших T - реакции углерод-азотного (CNO) цикла

Значение конвективного ядра для эволюции определяется тем, что ядерное горючее равномерно истощается в области, значительно большей, чем область эффективного горения, в то время как у звезд без конвективного ядра оно вначале выгорает лишь в малой окрестности центра, где температура достаточно высока. Время выгорания водорода заключено в пределах от ~ 1010 лет. Время всех последующих стадий ядерного горения не превосходит 10% времени горения водорода, поэтому звезды на стадии горения водорода образуют на Г.-Р.д. густонаселенную область - главную последовательность (ГП). У звезд с  температура в центре никогда не достигает значений, необходимых для загорания водорода, они неограниченно сжимаются, превращаясь в "черные" карлики. Выгорание водорода при водит к увеличению средней молекулярной массы вещества ядра, и поэтому для поддержания гидростатического равновесия давление в центре должно возрастать, что влечет за собой увеличение температуры в центре и градиента температуры по звезде, а следовательно, и светимости. К увеличению светимости приводит также и уменьшение непрозрачности вещества с ростом температуры. Ядро сжимается для поддержания условий ядерного энерговыделения с уменьшением содержания водорода, а оболочка расширяется из-за необходимости перенести возросший поток энергии от ядра. На Г.-Р.д. звезда перемещается вправо от НГП. Уменьшение непрозрачности приводит к отмиранию конвективных ядер у всех звезд, кроме наиболее массивных. Темп эволюции массивных звезд наиболее высок, и они первыми покидают ГП.

Когда содержание водорода в ядре уменьшается до 1%, расширение оболочек звезд  сменяется общим сжатием звезды, необходимым для поддержания энерговыделения. Сжатие оболочки вызывает нагрев водорода в слое, прилегающем к гелиевому ядру, до температуры его термоядерного горения, и возникает слоевой источник энерговыделения. У звезд с массой, у которых  в меньшей степени зависит от температуры и область энерговыделения не столь сильно концентрируется к центру, стадия общего сжатия отсутствует.

 Эволюция звезд после выгорания  водорода зависит от их массы. Важнейшим фактором, влияющим на ход эволюции звезд с массой, является вырождение газа электронов при больших плотностях. В вырожденном газе из-за большой плотности число квантовых состояний с малой энергией ограничено в силу принципа Паули и электроны заполняют квантовые уровни с высокой энергией, значительно превышающей энергию их теплового движения. Важнейшая особенность вырожденного газа состоит в том, что его давление  зависит лишь от плотности: для нерелятивистского вырождения и для релятивистского вырождения. Давление газа электронов намного превосходит давление ионов. Отсюда следует принципиальный для эволюции звезд вывод: поскольку сила тяготения, действующая на единичный объем релятивистски вырожденного газа, зависит от плотности так же, как и градиент давления, должна существовать предельная масса, такая, что при давление электронов не может противодействовать тяготению и начинается сжатие. У звезд малых масс вырождение играет заметную роль уже в процессе образования гелиевых ядер.

 Второй фактор, определяющий  эволюцию звезд на поздних  стадиях, - это нейтринные потери энергии. В звездных недрах при T ~108 К основную роль в рождении нейтрино играют: фотонейтринный процесс, распад квантов плазменных колебаний (плазмонов) на пары нейтрино-антинейтрино, аннигиляция пар электрон-позитрон  и урка-процессы. Важнейшая особенность нейтрино состоит в том, что вещество звезды для них практически прозрачно и нейтрино беспрепятственно уносят энергию из звезды.

Гелиевое ядро, в котором еще не возникли условия для горения гелия, сжимается. Температура в слоевом источнике, прилегающем к ядру, увеличивается, скорость горения водорода возрастает. Необходимость переноса возросшего потока энергии приводит к расширению оболочки, на что тратится часть энергии. Поскольку светимость звезды не изменяется, температура ее поверхности падает, и на Г.-Р.д. звезда перемещается в область, занимаемую красными гигантами. Время перестройки звезды на два порядка меньше времени выгорания водорода в ядре, поэтому между полосой ГП и областью красных сверхгигантов мало звезд. С уменьшением температуры оболочки возрастает ее прозрачность, вследствие этого появляется внешняя конвективная зона и возрастает светимость звезды.

 Отвод энергии из ядра  посредством теплопроводности вырожденных  электронов и нейтринных потерь у звезд  оттягивает момент загорания гелия. Температура начинает заметно расти лишь тогда, когда ядро становится почти изотермичным. Горение не определяет эволюцию звезд с момента, когда энерговыделение превышает потери энергии путем теплопроводности и излучения нейтрино. Это же условие относится к горению всех последующих видов ядерного топлива.

 Примечательная особенность  звездных ядер из вырожденного  газа, охлаждаемых нейтрино, - это "конвергенция" - сближение треков, которые характеризуют соотношение плотности и температуры в центре звезды. Скорость энерговыделения при сжатии ядра определяется скоростью присоединения вещества к нему через слоевой источник, которая зависит только от массы ядра при данном виде топлива. В ядре должен поддерживаться баланс притока и оттока энергии, поэтому в ядрах звезд устанавливается одинаковое распределение температуры и плотности. В ядрах из вырожденного газа загорание нe имеет характер теплового взрыва, т.к. энергия, выделяющаяся при горении, идет на увеличение энергии теплового движения электронов, но давление с ростом температуры почти не изменяется до тех пор, пока тепловая энергия электронов не сравняется с энергией вырожденного газа электронов. Тогда вырождение снимается и ядро быстро расширяется - происходит гелиевая вспышка. Гелиевые вспышки, вероятно, сопровождаются потерей звездного вещества. У шаровых звездных скоплений, где массивные звезды уже давно закончили эволюцию и красные гиганты имеют большие массы , звезды на стадии горения гелия находятся на горизонтальной ветви Г.-Р.д.

 У наиболее массивных звезд  загорание  происходит еще тогда, когда они являются голубыми  сверхгигантами. Расширение ядра  ведет к уменьшению T в области водородного слоевого источника, и светимость звезды после гелиевой вспышки падает. Для поддержания теплового равновесия оболочка сжимается, и звезда уходит из области красных сверхгигантов. Когда газ в ядре истощается, снова начинается сжатие ядра и расширение оболочки, звезда опять становится красным сверхгигантом. Образуется слоевой источник горения, который доминирует в энерговыделении. Снова возникает внешняя конвективная зона. По мере выгорания гелия и водорода толщина слоевых источников уменьшается. Тонкий слой горения гелия оказывается термически неустойчивым, т.к. при очень сильной чувствительности энерговыделения к температуре, теплопроводность вещества недостаточна для того, чтобы погасить тепловые возмущения в слое горения. При тепловых вспышках в слое возникает конвекция. Если она проникает в слои, богатые водородом, то в результате медленного процесса нейтронного захвата (s-процесса) синтезируются элементы с атомными массами от 22Ne до 209B.