Эволюция звезд

    Внешние слои звёзд, подобных  нашему Солнцу, с массами не  большими 1,2 масс Солнца, постепенно  расширяются и, в конце концов, совсем покидают ядро звезды. На месте гиганта остаётся маленький и горячий белый карлик.

Зрелость. Поздние годы и гибель звёзд. 

    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 (Переменной называется звезда, изменения блеска которой были надёжно обнаружены на достигнутом уровне наблюдательной техники. Для отнесения звезды к разряду переменных достаточно, чтобы блеск звезды хотя бы однажды претерпел изменение.).     То, что происходит в дальнейшем, вновь зависит от массы звезды. 

     Однако процессы, протекающие в ядре звезды, несут в себе зародыши её грядущего разрушения.

      Если в ядре звезды вещество не перемешивается, в термоядерных реакциях начинают принимать участие слои, непосредственно примыкающие к гелиевому   ядру, что обеспечивает звезду энергией. Однако со временем запасы водорода   в этих слоях иссякают, и ядро разрастается всё больше и больше. Наконец   достигается состояние, когда в ядре совсем не остаётся водорода. Обычные   реакции превращения водорода в гелий прекращаются; звезда покидает главную   последовательность и вступает в сравнительно короткий (но интересный)   отрезок своего жизненного пути, отмеченный необычайно бурными реакциями.

     Когда водорода становится мало, и он больше не может участвовать в

реакциях, источник энергии иссякает. Но, как  мы уже знаем, звезда

представляет  собой тонко сбалансированный механизм, в котором давление,   раздувающее  звезду изнутри, полностью уравновешено гравитационным   притяжением. Следовательно, когда генерация энергии ослабевает, давление   излучения резко падает, и силы тяготения начинают сжимать звезду. Снова   происходит падение вещества к её центру, во многом напоминающее то, с   которого началось рождение протозвезды. Энергия, возникающая при   гравитационном сжатии, намного больше энергии, выделяемой теперь в ядерных   реакциях, а раз так, то звезда начинает быстро сжиматься. В результате верхние слои звезды нагреваются, она снова расширяется и растёт в размерах   до тех пор, пока внешние слои не станут достаточно разреженными, лучше   пропускающими излучение звезды. Полагают, что звезда типа Солнца может   увеличиться настолько, что заполнит орбиту Меркурия. После того как звезда   начинает расширяться, она покидает главную последовательность и, как мы   уже видели, дни её теперь сочтены. С этого момента жизнь звезды начинает   клониться к закату.

Когда звезда сжимается, за счёт работы сил  тяготения выделяется огромная   энергия, которая раздувает звезду. Казалось бы, это должно привести к  падению температуры в ядре. Но это не так. Против ожидания температура в   ядре звезды резко возрастает. В относительно тонком слое вокруг ядра всё   ещё происходит обычное ядерное выгорание водорода, что приводит к увеличению содержания гелия в ядре. Когда в ядре концентрируется около   половины массы звезды, последняя расширяется до своего максимального   размера и её цвет из белого становится жёлтым, а затем красным, так как   температура поверхности звезды уменьшается. Теперь звезда вступает в новую   фазу. Температура ядра растёт до тех пор, пока не превысит 200 млн. К. При   такой температуре начинает выгорать гелий, в результате чего образуется   углерод. Три ядра гелия, сливаясь, превращаются в ядро углерода, который   оказывается более лёгким, чем три исходных ядра гелия, поэтому такая   реакция также идёт с выделением энергии. Снова давление радиации, которое   играло столь важную роль, когда звезда находилась на главной   последовательности, начинает противодействовать тяготению, и ядро звезды   опять удерживается от дальнейшего сжатия. Звезда возвращается к обычным   размерам; по мере того как это происходит, температура её поверхности   растет, и она из красной становится белой. 

   В этот момент по некоторым  загадочным причинам звезда оказывается   неустойчивой. Астрономы полагают, что переменные звёзды, то есть звёзды,   периодически меняющие свою светимость, возникают на этой стадии звёздной   эволюции, так как процесс сжатия происходит не гладко, и на некоторых его   этапах возникают ритмические колебания звезды. На этой стадии звезда может   пройти через фазу новой, в течение которой она внезапно выбрасывает в   межзвёздное пространство значительное количество вещества; оно, принимая   вид расширяющейся оболочки, может содержать значительную часть массы   звезды. Вспышки некоторых новых многократно повторяются, и это означает,   что одной вспышки недостаточно, чтобы звезда достигла устойчивости. Но со   временем она приобретает устойчивость, колебания исчезают, звезда начинает   свой длинный путь к звёздному кладбищу. Даже на этой стадии звезда ещё   способна к активности. Она может стать сверхновой. Причина, по которой   звезда оказывается способной на такую активность, обусловлена количеством   вещества, оставшимся у неё к этой стадии.   Основным продуктом ядерных реакций является гелий. По мере того как   перерабатывается всё больше и больше водорода, растёт гелиевое ядро   звезды. Водород исчезает, следовательно, энерговыделение за счёт этого   источника также прекращается. Но при температуре около 200 млн. К   открывается ещё один путь, следуя которому гелий порождает более тяжёлые   элементы, и в этом процессе выделяется энергия. Два атома гелия   соединяются, образуя атом бериллия, который обычно вновь распадается на   атомы гелия. Однако температуры и скорости реакций столь высоки, что,   прежде чем происходит распад бериллия, к нему присоединяется третий атом   гелия и образуется атом углерода.   Но процесс не останавливается, так как теперь атомы гелия, бомбардируя   углерод, порождают кислород, бомбардируя кислород, дают неон, а,   бомбардируя неон, производят магний. На этой стадии температура ядра ещё   слишком низка для образования более тяжёлых элементов. Ядро опять   сжимается, и так продолжается до тех пор, пока температура не достигнет   величины порядка миллиарда градусов и не начнётся синтез более тяжёлых   элементов. Если в результате дальнейшего сжатия ядра температура   поднимается до 3 млрд. К, тяжёлые ядра взаимодействуют друг с другом до   тех пор, пока не образуется железо. Процесс останавливается. Если атомы   гелия будут бомбардировать ядра железа, то вместо образования более   тяжёлых элементов произойдёт распад ядер железа. 

   На этой стадии жизни звезды  её ядро состоит из железа, окружённого слоями   ядер более  лёгких элементов вплоть до  гелия, а тонкий наружный слой   образован водородом, который ещё обеспечивает некоторое количество   энергии. Наконец наступает время, когда водород оказывается полностью   израсходованным и этот источник энергии иссякает. Перестают также   действовать и другие механизмы генерации энергии; звезда лишается всяких   средств для воспроизводства своих энергетических запасов. Это означает,   что она должна умереть. Теперь, исчерпав запасы ядерной энергии, звезда   может только сжиматься и использовать гравитационную энергию, чтобы   поддержать своё свечение. Звезда будет сжиматься и ярко светиться. Когда   же и эта энергия иссякнет, звезда начинает изменять свой цвет от белого к   жёлтому, затем к красному; наконец она перестаёт излучать и начинает   непрерывное путешествие в необозримом космическом пространстве в виде   маленького тёмного безжизненного объекта. Но на пути к угасанию обычная   звезда проходит стадию белого карлика. 

    Продолжительность жизни звезды зависит от её массы. Звёзды с массой

меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного  топлива и могут светить десятки миллиардов лет. Внешние слои звёзд, подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 масс Солнца, постепенно  расширяются и, в конце концов, совсем покидают ядро звезды. На месте  гиганта остаётся маленький и горячий белый карлик.

  Считается, что белые карлики - это обнажившееся ядро звезды, находившейся  до сброса наружных слоев на ветви сверхгигантов. Белые карлики состоят из углерода и кислорода с небольшими добавками водорода и гелия, однако у   массивных сильно проэволюционировавших звезд ядро может состоять из   кислорода, неона или магния. Белые карлики имеют чрезвычайно высокую плотность(10^6 г/cм3). Ядерные реакции в белом карлике не идут. Белый   карлик находится в состоянии гравитационного равновесия и его давление определяется давлением вырожденного электронного газа. Поверхностные   температуры белого карлика высокие - от 100,000 К до 200,000 К. Для белых   карликов существует зависимость "масса - радиус", причем чем больше масса,   тем меньше радиус. Существует предельная масса, так называемый предел Чандрасекара, выше которой давление вырожденного газа не может   противостоять гравитационному сжатию и наступает коллапс звезды, т.е.   радиус стремится к нулю. Радиусы большинства белых карликов сравнимы с   радиусом Земли. 

   Белые карлики являются наиболее  известными и важнейшими представителями   "семейства карликов", называемых  часто так только из-за своего  размера.   Однако с точки  зрения зволюции к ним следует относить звезды на конечной   стадии эволюции, то есть в условиях, когда ядерные реакции уже не могут   происходить и не могут вести (даже в самом отдаленном будущем) к   качественным изменениям звездной структуры. 

   Наиболее распространены белые карлики состоящие из углерода и кислорода с   гелиево-водородной оболочкой. Массы белых карликов 0.6 М[sun] -   1.44M[sun], радиусы порядка земного, поверхностная температура может быть   относительно высока (от 100,000 К до 200,000 К), что и объясняет их   название. Главная черта строения - это ядро, гравитационное равновесие в   котором поддерживается вырожденным электронным газом, свойства которого не   допускают никаких дальнейших изменений его структуры. Давление   вырожденного газа уравновешивает силы гравитации (при заданной массе), а   потеря тепла от невырожденной компоненты вещества не меняют этого   давления, и сами потери относительно невелики. Светимость обеспечивается   за счет самых внешних, невырожденных, и потому сжимающихся, слоев.

   Во Вселенной много белых карликов. Одно время они считались редкостью, но   внимательное изучение фотопластинок, полученных в обсерватории Маунт-Паломар (США), показало, что их количество превышает 1500. Удалось оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сфере с  радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звёзд. История открытия белых карликов восходит к началу 19 в., когда Фридрих Вильгельм Бессель, прослеживая движение наиболее яркой звезды Сириус, открыл, что её путь является не прямой линией, а имеет волнообразный характер. Собственное движение звезды происходило не по прямой линии; казалось, что она едва заметно смещалась из стороны в сторону. К 1844 г.,  спустя примерно десять лет после первых наблюдений Сириуса, Бессель пришёл  к выводу, что рядом с Сириусом находится вторая звезда, которая, будучи   невидимой, оказывает на Сириус гравитационное воздействие; оно   обнаруживается по колебаниям в движении Сириуса. Ещё более интересным   оказалось то обстоятельство, что если тёмный компонент действительно существует, то период обращения обеих звёзд относительно их общего центра  тяжести равен приблизительно 50 годам.

   В 1862 г. в Кембридже, штате Массачусетс (США)  Алван Кларк, крупнейший строитель телескопов в США, Университетам штата   Миссисипи было поручено сконструировать телескоп с объективом диаметром 18,5 дюйма (46 см), который должен был стать самым большим телескопом в мире. После того как Кларк закончил обработку линзы телескопа, нужно было проверить, обеспечена ли необходимая точность формы её поверхности. С этой целью линзу установили в подвижной трубе и направили на Сириус - самую яркую звезду, являющуюся лучшим объектом для проверки линз и выявления их дефектов. Зафиксировав положение трубы телескопа, Алван Кларк увидел   слабый «призрак», который появился на восточном краю поля зрения телескопа  в отблеске Сириуса. Затем, по мере движения небосвода, в поле зрения попал и сам Сириус. Его изображение было искажено - казалось, что «призрак» представляет собой дефект линзы, который следовало бы устранить, прежде   чем сдать линзу в эксплуатацию. Однако эта возникшая в поле зрения  телескопа слабая звёздочка оказалась компонентом Сириуса, предсказанным Бесселем. В заключение следует добавить, что из-за начавшейся первой мировой войны телескоп Кларка так никогда и не был отправлен в Миссисипи - его установили в Дирбоновской обсерватории, вблизи Чикаго, а линзу  используют, по сей день, но на другой установке. 

   Таким образом, Сириус стал  предметом всеобщего интереса и многих