Эволюционные перемещения

От массы в первую очередь зависит, какую температуру будет иметь ядро звезды в момент установления устойчивого равновесия. Чем больше масса сжимающегося газопылевого комплекса, затем протозвезды и наконец звезды, тем больший вес вышележащих слоев приходится выдерживать ее ядру. Поэтому нужна более высокая температура, чтобы газовое давление могло противостоять этому весу. Наблюдения показывают, что светимость звезд пропорциональна массе в четвертой степени.

Самые массивные звезды (размером в 30-50 масс Солнца), порождают наиболее горячие звезды класса O. Температура центральных областей таких звезд составляет 30-35 млн градусов.

Бо́льшую часть времени звезда находится на главной последовательности. Но так как запасы водорода пропорциональны массе, а расход энергии (светимость) пропорционален четвертой степени массы, то водород в массивных звездах выгорает быстрее. Время пребывания звезды на главной последовательности определяется простой зависимостью \[t = 10^{10}\frac{1}{M^{3}} (лет),\] где \(M\) - масса звезды в массах Солнца.

По приведенной выше формуле можно подсчитать, что Солнце исчерпает свой запас водородного топлива примерно за 10 млрд лет (таким образом, Солнце, возраст которого оценивается около 5 млрд лет, «прожило» на главной последовательности лишь половину своей жизни). Звезды с массами, равными 10 массам Солнца, исчерпают всего за 10 млн лет. Слабо излучающие красные карлики массой около 0,5 масс Солнца - за 80 млрд лет. Горячих молодых звезд-гигантов наблюдается меньше из-за малого времени существования. Поэтому наиболее заполнена правая нижняя часть главной последовательности диаграммы «спектр-светимость».

После выгорания водорода в недрах звезды образуется горячее гелиевое ядро. Дальнейшая эволюция звезды зависит от массы этого ядра. Если она меньше 1,4 массы Солнца, то под действием гравитационного сжатия гелиевое ядро снова разогревается (температура повышается до 100 млн градусов). Внешние слои звезды при этом расширяются и охлаждаются. Звезда словно разбухает. Светимость ее возрастает, а температура падает. Звезда сходит с главной последовательности и в зависимости от массы становится красным гигантом или сверхгигантом.

Разрастающаяся атмосфера звезды постепенно удаляется от ядра, образуя планетарную туманность. Конечной стадией эволюции этих звезд являются белые карлики. Белый карлик - компактная звезда с массой, равной примерно массе Солнца, радиусом примерно в 100 раз меньше Солнца. Плотность таких звезд более чем в 100 тыс. раз превосходит плотность воды.

Стадии эволюции, как и все звезды, проходит и Солнце. Через 5-8 млрд лет оно превратится сначала в красный гигант, затем, сбросив оболочку, станет белым карликом. Звезды намного массивнее Солнца превращаются в ходе эволюции в нейтронные звезды (при массе от 1,4 до 2,5 масс Солнца) или черные дыры (при массе более 2,5 масс Солнца).

Читать далее