Образование и эволюция звезд

В первоначально однородной галактической среде могли образовываться гравитационные неустойчивости: случайно возникшие уплотнения газа массой более 105 масс Солнца под действием гравитации сжимаются и обособляются, распадаются на фрагменты, которые постепенно приобретают сферическую форму. Из них и рождаются звезды.

Сначала сжатие возникшей протозвезды происходит изотермически (при постоянной температуре), затем температура газа возрастает. Сжатие продолжается до тех пор, пока возрастающие силы давления, зависящие от температуры и плотности, не уравновесят силы гравитации. В этом случае возникает состояние гидростатического равновесия. Первый этап эволюции звезды зависит от ее массы и может длиться от нескольких сотен тысяч до нескольких сотен миллионов лет.

Если в центре протозвезды температура превысит несколько миллионов кельвинов, а давление - несколько миллиардов атмосфер, что самопроизвольно может случиться только с объектом массой не меньше 0,01 массы Солнца, в недрах звезды начнутся реакции термоядерного синтеза. Тогда звезду уже можно назвать нормальной звездой. Этот этап самый длительный, хотя и его длительность зависит от массы звезды: он может длиться от 10 млн до 10 млрд лет. Маломассивные звезды, например с массой 0,1 массы Солнца, - долгожители. Они могут оставаться в состоянии равновесия на стадии нормальной звезды сотни миллиардов лет. В ядрах звезд идет превращение водорода в гелий и более тяжелые элементы (вплоть до железа в массивных звездах). Когда «горючее» (например, водород) звезды заканчивается, наступают последние стадии эволюции звезды, которые можно сравнить со старением и смертью.

Если масса звезды сравнима с массой Солнца, то по мере выгорания водорода центральные области звезды сжимаются, формируя горячее плотное ядро (средняя плотность около 109 кг/м3). Оболочка звезды при этом раздувается, и в течение сотен тысяч лет со стороны такая звезда будет выглядеть красным гигантом, размерами с орбиту Юпитера. Потом оболочка будет сброшена, и маленький, с Землю, белый карлик будет медленно остывать в течение 1012 лет. Такая судьба ожидает наше Солнце.

Если масса звезды не превосходит пяти масс Солнца, то она также сначала превратится в красный гигант размером в несколько десятков радиусов Солнца, а затем сбросит оболочку, которую можно будет наблюдать как планетарную туманность. Оставшаяся масса звезды (ее центральные зоны) превращается в белый карлик, который светит за счет накопленного тепла, остывает и в конце концов превращается темный, так называемый коричневый карлик.

Массивные звезды на последней стадии своей эволюции становятся экзотическими объектами - нейтронными звездами или черными дырами. Сначала звезды массой больше пяти масс Солнца превращаются в красные сверхгиганты с радиусом в сотни радиусов Солнца, а затем взрываются. Наблюдается так называемая вспышка сверхновой звезды. Звезда начинает светиться, как миллиарды отдельных звезд. Повышенная яркость наблюдается десятки дней. При этом температура плазмы звезды при такой вспышке достигает миллиарда кельвинов. В этом котле синтезируются все химические элементы тяжелее железа. Бо́льшая часть вещества звезды разбрасывается в межзвездное пространство, обогащая его тяжелыми химическими элементами. Из обогащенной межзвездной среды образуются звезды следующих поколений. На месте взрыва может остаться либо нейтронная звезда, если масса остатка не превосходит 2,5 масс Солнца, либо черная дыра, если масса превосходит это значение.

Основными процессами, связанными с эволюцией галактик, звезд, планетных систем, управляет гравитация. Сжатие объектов прекращается, когда уравновешиваются силы гравитации и давления. В недрах нормальной звезды идут реакции термоядерного синтеза. Конечными стадиями эволюции звезд в зависимости от их массы могут стать белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. Газовые и газопылевые туманности, обладающие моментом вращения, порождают вращающиеся, достаточно плоские системы (спиральные галактики, планетные системы и др.)

Читать далее