Звездная эволюция: понятие и сущность

    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.

    5.2.1 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 звезд 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.

    5.3 Сверхмассивные звёзды

    Крабовидная туманность, разлетающиеся остатки взрыва сверхновой, произошедшего почти 1000 лет назад.

    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 невыгодно. 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 стоит под вопросом, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта:

    5.3.1 Нейтронные звёзды

    Известно, что в некоторых сверхновых сильная  гравитация в недрах сверхгиганта заставляет электроны упасть на атомное ядро, где они сливаясь с протонами образуют нейтроны. Электромагнитные силы, разделяющие близлежащие ядра, исчезают. Ядро звезды теперь представляет собой плотный шар из атомных ядер и отдельных нейтронов.

    Такие звёзды, известные, как нейтронные звёзды, чрезвычайно малы — не более размера  крупного города, и имеют невообразимо высокую плотность. Период их обращения  становится чрезвычайно мал по мере уменьшения размера звезды (благодаря  сохранению момента импульса). Некоторые совершают 600 оборотов в секунду. Когда ось, соединяющая северный и южный магнитный полюса этой быстро вращающейся звезды, указывает на Землю, можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звезды получили название "пульсары", и стали первыми открытыми нейтронными звёздами.

    5.3.2 Чёрные дыры

    Далеко  не все сверхновые становятся нейтронными  звёздами. Если звезда обладает достаточно большой массой, то коллапс звезды продолжится и сами нейтроны начнут обрушиться внутрь, пока её радиус не станет меньше Шварцшильдовского. После этого звезда становится чёрной дырой.

    Существование чёрных дыр было предсказано общей  теорией относительности. Согласно ОТО (общей теории относительности) материя и информация не может покидать чёрную дыру ни при каких условиях. Тем не менее, квантовая механика делает возможным исключения из этого правила. Существование чёрных дыр во вселенной подтверждено и теоретически, и посредством наблюдений.

    Но, тем не менее, остаётся ряд открытых вопросов. Среди них: возможен ли коллапс  звезды непосредственно в чёрную дыру, минуя сверхновую? Существуют ли сверхновые, которые впоследствии станут чёрными дырами? Каково точное влияние изначальной массы звезды на формирование объектов в конце её жизненного цикла? 
 
 
 
 
 
 
 

    Приложение 

    Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

    Под спектрами нормальных звёзд понимают спектры тех звёзд, которые наиболее распространены. По гарвардской классификации  они делятся на классы O—B—A—F—G—K—M—C—S.

    _☉  - Солнце 
 
 

    Список  использованных источников:

1. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. — М.: Наука, Главная редакция физико-математической литературы, 1984. — 384 с.
2. http://elementy.ru/trefil/stellar_evolution
3. http://ru.wikipedia.org/wiki