Эволюция звезд

 через  100 000 лет, вещество туманности  не станет настолько разряженным и

диффузным, что больше уже не сможет возбуждаться коротковолновым

излучением  очень горячей материнской звезды; тогда мы перестанем его

видеть. Но самое главное: как в взорвавшемся веществе, так и в межзвездном

газе  присутствует магнитное поле. Сжатие газа за фронтом ударной волны

 вызывает  сжатие силовых линий и повышение  напряжённости межзвёздного

магнитного  поля, что в свою очередь приводит к увеличению энергии

электронов, и их ускорению. В результате остаётся сверхгорячая звезда,

масса которой уменьшилась именно настолько, чтобы она могла достойно

угаснуть  и умереть. По всей вероятности она  станет нейтронной звездой,

масса которой в 1,2-2 раза больше массы Солнца. Если же её масса превышает   массу  Солнца более, чем вдвое, то она, в  конечном счете, может

превратиться  в чёрную дыру.   Сверхновые - очень редкие объекты. История засвидетельствовала лишь  несколько случаев появления сверхновых. Первая - это, конечно, Крабовидная туманность, вторая - Сверхновая Тихо Браге, обнаруженная в 1572 г., и третья - Сверхновая Кеплера, открытая им в 1604 г..  Недавно, 23 февраля 1987 года, в соседней с нами галактике — Большом

   Магеллановом Облаке — вспыхнула  сверхновая, ставшая чрезвычайно  важной для астрономов, поскольку  была первой, которую они, вооружившись современными  астрономическими инструментами, могли изучить в деталях. И эта звезда дала подтверждение целой серии предсказаний. Одновременно с оптической вспышкой специальные детекторы, установленные на территории Японии и в штате Огайо

(США), зарегистрировали поток нейтрино — элементарных частиц, рождающихся при очень высоких температурах в процессе коллапса ядра звезды и легко проникающих сквозь ее оболочку. Эти наблюдения подтвердили ранее   высказанное предположение о том, что около 10% массы коллапсирующего ядра   звезды излучается в виде нейтрино в тот момент, когда само ядро сжимается   в нейтронную звезду. У очень массивных звезд при вспышке сверхновой ядра   сжимаются до еще больших плотностей и, вероятно, превращаются в черные   дыры, но сброс внешних слоев звезды все же происходит. В последние годы   появились указания на связь некоторых космических гамма-всплесков со сверхновыми. Возможно, и природа космических гамма-всплесков связана с   природой взрывов. Вспышки сверхновых оказывают сильное и многообразное влияние на окружающую

 межзвездную  среду. Сбрасываемая с огромной  скоростью оболочка сверхновой   сгребает и сжимает окружающий  ее газ, что может дать толчок  к образованию  из облаков  газа новых звезд. 
 
 
 

Нейтронные  звезды. 

   Звёзды, у которых масса в 1,5-3 раза больше, чем у Солнца не смогут в

конце жизни остановить своё сжатие на стадии белого карлика. Мощные силы   гравитации сожмут их до такой плотности, при  которой произойдёт

 «нейтрализация»  вещества: взаимодействие электронов  с протонами привёдёт к тому, что почти вся масса звезды будет заключена в нейтронах. Образуется нейтронная звезда. Наиболее массивные звёзды могут обратиться в   нейтронные, после того как они взорвутся как сверхновые.

Нейтронная звезда может образоваться или из белого карлика в   двойной системе, или из массивной звезды. 
 
 
 

Черные  дыры. 

   Если масса звезды в два  раза превышает солнечную, то  к концу своей жизни    звезда может взорваться как  сверхновая, но если масса вещества  оставшегося   после взрыва, всё ещё превосходит две солнечные, то звезда должна сжаться   в плотное крошечное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют   всякое внутреннее сопротивление сжатию. Учёные полагают, что именно в этот  момент катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению  чёрной дыры. Они считают, что с окончанием термоядерных реакций звезда уже  не может находиться в устойчивом состоянии. Тогда для массивной звезды  остаётся один неизбежный путь - путь всеобщего и полного сжатия (коллапса), превращающего её в невидимую чёрную дыру. 

  В 1939 г. Р. Оппенгеймер и его аспирант Снайдер в Калифорнийском

университете (Беркли) занимались выяснением окончательной  судьбы большой  массы холодного  вещества. Одним из наиболее впечатляющих следствий общей   теории относительности Эйнштейна оказалось следующее: когда большая масса   начинает коллапсировать, этот процесс не может быть остановлен и масса сжимается в чёрную дыру. Если, например, не вращающаяся симметричная  звезда начинает сжиматься до критического размера, известного как   гравитационный радиус, или радиус Шварцшильда (назван так в честь Карла  Шварцшильда, которой первым указал на его существование). Если звезда  достигает этого радиуса, то уже не что не может воспрепятствовать ей  завершить коллапс, то есть буквально замкнуться в себе. Чему же равен  гравитационный радиус? Строгое математическое уравнение показывает, что  для тела с массой Солнца гравитационный радиус равен почти 3 км, тогда как  для системы, включающей миллиард звёзд, - галактики - этот радиус  оказывается равным расстоянию от Солнца до орбиты планеты Уран, то есть  составляет около 3 млрд. км. Что же остается после взрыва черной дыры? В 1979г. Г. А, Вилковыский и В.   П. Фролов показали, что учет эффектов квантовой гравитации приводит к   тому, что черные дыры с массой, меньше планковской, не образуются. Поэтому   если только отсутствует сингулярность внутри черной дыры то имеются   следующие две возможности: черная дыра распадается полностью или в   результате распада остается элементарная черная дыра с массой порядка   планковской. 
 
 
 
 

      Заключение. 
 

И так, подведем итоги. Звезды образуются в газопылевых облаках межзвездной среды скоплений. Вещество протозвезды уплотняется и коллапсирует, в результате чего высвобождается гравитационная энергия и ядро нагревается до тех пор, пока температура не станет достаточно высокой для возникновения термоядерной реакции превращения водорода в гелий. Время протекания такого процесса сильно зависит от массы протозвезды. Так, для звезды массой в 10 солнечных масс требуется всего 300000 лет, что ничтожно мало по сравнению с 60 млн. лет для звезды с массой Солнца.

     Горение водорода в ядре продолжается  до тех пор, пока не истощатся  запасы топлива. В течение этой  фазы звезда находится на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела. Как и ранее, здесь масштабы времени резко уменьшаются с увеличением массы. Для Солнца время жизни на главной последовательности составляет 10 млрд. лет (около половины которого уже прошло), а для звезды в три раза более массивной - только 500 млн. лет. Когда при исчерпании всего топлива горение водорода в ядре прекращается, в структуре звезды происходят фундаментальные изменения, связанные с потерей источника энергии. Звезда уходит с главной последовательности в область красных гигантов (сверхгигантов). Рост температуры и плотности в звёздном ядре ведёт к условиям, в которых может (в зависимости от массы) активироваться новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов. При температурах порядка 108 K кинетическая энергия ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера: два ядра гелия (альфа-частицы) могут сливаться с образованием нестабильного изотопа бериллия Be8: He4 + He4 = Be8.Большая часть Be8 снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении Be8 с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода C12: Be8 + He4 = C12 + 7,3 МэВ. Итак, что же происходит со звездой в зависимости от ее массы: 

Массивные звезды

   По современным представлениям  в звездах главной последовательности  с массой больше 10 M¤  термоядерные  реакции проходят в невырожденных  условиях вплоть до образования  самых устойчивых элементов железного пика. Масса эволюционирующего ядра слабо зависит от полной массы звезды и составляет 2–2,5 M¤. В настоящее время известны два основных фактора, приводящие к потере устойчивости и коллапсу:

= при  температурах 5–10 миллиардов градусов начинается фотодиссоциация ядер железа – «развал» ядер железа на 13 альфа-частиц с поглощением фотонов,= при более высоких температурах – диссоциация гелия 4He > 2n + 2p и нейтронизация вещества (захват электронов протонами с образованием нейтронов).

   Сброс оболочки звезды объясняют  взаимодействием нейтрино с веществом.  Распад ядер требует значительных  затрат энергии, т.к. представляет  собой как бы всю цепочку  термоядерных реакций синтеза  водорода в железо, но идущую  в обратном порядке, не с  выделением, а с поглощением энергии. Вещество теряет упругость, ядро сжимается, температура возрастает, но все же не так быстро, чтобы приостановить сжатие. Большая часть выделяемой при сжатии энергии уносится нейтрино. Таким образом, в результате нейтронизации вещества и диссоциации ядер происходит как бы взрыв звезды внутрь – имплозия. Вещество центральной области звезды падает к центру со скоростью свободного падения. Образующаяся при этом гидродинамическая волна разрежения втягивает последовательно в режим падения все более удаленные от центра слои звезды.

   Начавшийся коллапс может остановиться  упругостью вещества, достигшего  ядерной плотности и состоящего  в основном из вырожденных  нейтронов ( нейтронная жидкость ). При этом образуется нейтронная  звезда . Оболочка звезды приобретает огромный импульс (скорее всего, передающийся нейтрино) и сбрасывается в межзвездное пространство со скоростью 10 000 км/с. Такие остатки вспышек сверхновых при расширении взаимодействуют с межзвездной средой и заметно светятся. В некоторых типах остатков основная энергия в оболочку поступает в виде релятивистских частиц, рожденных быстровращающейся нейтронной звездой с сильным магнитным полем – пульсаром.

    Вспышки сверхновых, по-видимому, вызваны  коллапсом белого карлика входящего в состав двойной звездной системы, при достижении им массы, близкой к пределу Чандрасекара, в процессе перетекания вещества с расширившейся в ходе эволюции соседней звезды. Причина потери устойчивости белого карлика – нейтронизация и эффекты общей теории относительности.

    При коллапсе ядер самых массивных  звезд с массой более 30 масс  Солнца имплозия ядра, по-видимому, приводит к образованию черной  дыры.  

   Протозвезда.

 Звезды  образуются в результате гравитационной  неустойчивости в холодных и  плотных молекулярных облаках. Гигантские молекулярные облака с массами, большими 105 M¤  (их известно более 6 000), содержат 90 % всего молекулярного газа Галактики. Именно с ними связаны области звездообразования. Если бы гигантские молекулярные облака в Галактике свободно сжимались из-за гравитационной неустойчивости, то за 50 миллионов лет из них образовались бы звезды. Сжатию способствуют ударные волны при расширении остатков вспышек сверхновых , спиральные волны плотности и звездный ветер. Температура вещества при переходе от молекулярных облаков через фрагментацию облака (появление глоб) к звездам возрастает в миллионы раз, а плотность – в 1020 раз, увеличивается скорость вращения.

   Стадия развития звезды, характеризующаяся  сжатием и не имеющая еще  термоядерных источников энергии, называется протозвездой (греч. протос «первый»). По достижению температуры в несколько миллионов градусов в центре начинаются термоядерные реакции. Минимальная масса, которая необходима для этого, составляет около одной двенадцатой массы Солнца. Если вещества меньше, то реакции нуклеосинтеза никогда не начнутся. Объекты, массы которых лежат в промежутке 0,01–0,08 M¤, называются коричневыми карликами, которые из-за слабого излучения обнаружить чрезвычайно сложно.

    В 60-е годы ХХ века Ч. Хаяши и Т. Накано впервые подробно рассмотрели динамику сжатия протозвезды. Они показали, что в процессе сжатия температура фотосферы молодой звезды возрастает до 3 000 К, светимость звезды – до 300 L¤. Заключительные стадии формирования звезды могут быть весьма бурными. Помимо так называемого протозвездного ветра многие звезды выбрасывают с огромной скоростью в пространство гигантские струи горячего вещества – джеты, причины образования которых пока неизвестны.

Звезда. Ядро втягивает все, или почти все вещество, сжимается и когда температура внутри  превысит 10 млн.К, начинается процесс выгорания водорода (термоядерная реакция). Для звезд с M¤ от самого начала прошло 60 млн.лет, а для звезд с 10M¤ прошло 300000 лет. При массе ядра не превосходящей 0,08 массы Солнца, температуры такой не достигнет, возникнет коричневый карлик, который не попадает на главную последовательность, постепенно погаснет и в конце рассеется. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Список  литературы. 
 
 

1. Зельдович Я. Б., Новиков И. Д. Теория тяготения и эволюция звезд. М.,Наука, 1971.

 

2. Зельдович Я. Б., Новиков И. Д. Черные дыры во Вселенной. — Природа, 1972,  N 4, с. 28.

 

3. Энцеклопедический словарь юного астронома,М.:Педагогика,1980 г.

 

4. Астрономия: Учеб. для 11 кл. сред шк ., М:Провсещение,1990 г.

 

5. Шкловский И.С. Звезды: их рождение, жизнь и  смерть. – М., 1997

 

6. http://ru.wikipedia.org/wiki/Звёздная_эволюция