Эволюция звезд

Содержание: 

1. Необратимость эволюции звезд…………………………………………....стр.3-14
2. Диалектика «борьбы» между гравитацией и температурой

      в течение «жизни» звезд……………………………………………………стр.15-17                                                                                                      

3. Звездные «отставки»: белые карлики, нейтронные звезды, чернее дыры.
• Белые карлики………………………………………………………стр.18-23
• Нейтронные звезды………………………………………………...стр. 24-31
• Черные дыры………………………………………………………..стр.32-36
4. Список литературы…………………………………………………………стр.37

Необратимость эволюции звезд.

     Из-за гравитационной неустойчивости газово-пылевой  комплекс межзвездной среды распадается  на плотные холодные молекулярные облака, которые конденсируются в протозвёзды. Этот процесс является закономерным, т.е. неизбежным.

     Подавляющее большинство звезд меняют свои основные характеристики (светимость, радиус) очень  медленно. В каждый данный момент их можно рассматривать как находящиеся  в состоянии равновесия – обстоятельство, которым мы широко пользовались для выяснения природы звездных недр. Но медленность изменений – это еще не означает отсутствие их. Все дело в  сроках эволюции, которая для звезд должна быть совершенно неизбежной. В самом общем виде задача об эволюции какой-нибудь звезды может быть поставлена следующим образом. Допустим, что имеется звезда с данной массой и радиусом. Кроме того, изменен ее первоначальный химический состав, который будем считать постоянным по всему объему звезды. Тогда ее светимость следует из расчета модели звезды. В процессе эволюции химический состав звезды неизбежно должен меняться, так как по причине поддерживающих ее светимость термоядерных реакций содержание водорода необратимо уменьшается со временем. Кроме того, химический состав звезды перестанет быть однородным. Если в ее центральной части процентное содержание водорода заметно уменьшится, то на периферии оно останется практически неизменным. Но это означает, что по мере эволюции звезды, связанной с «выгоранием» ее ядерного горючего, должна меняться сама модель звезды, а следовательно, ее структура. Следует ожидать изменения светимости, радиуса, поверхностной температуры. Как следствие таких серьезных изменений, звезда постепенно будет менять свое место на диаграмме Герцшпрунга – Рессела. Следует себе представить, что она на данной диаграмме опишет некую траекторию или, как принято говорить «трек».

      Проблема  эволюции звезд, несомненно, принадлежит  к числу фундаментальных проблем  астрономии. По существу, вопрос заключается  в том, как рождаются, живут, «стареют» и умирают звезды. Эта проблема по самой своей сущности является комплексной. Она решается целеустремленными исследованиями представителей разных отраслей астрономии – наблюдателей и теоретиков. Ведь изучая звезды, никак нельзя сразу сказать, какие из них находятся в генетическом родстве. Вообще эта проблема оказалась очень трудной и несколько десятилетий совершенно не поддавалась решению. Более того, вплоть до сравнительно недавнего времени усилия исследователей зачастую шли в совершенно ложном направлении. Так, например, само наличие главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга – Рессела «вдохновило» многих наивных исследователей на представление, что звезды эволюционируют вдоль этой диаграммы от горячих голубых гигантов до красных карликов. Но так как существует отношение «масса – светимость», согласно которому масса звезд, расположенных вдоль главной последовательности, должна непрерывно убывать, указанные исследователи упорно считали, что эволюция звезд в указанном направлении должна сопровождаться непрерывной и притом весьма значительной потерей их массы.

      Все это оказалось неверным. Постепенно вопрос о путях эволюции звезд  прояснился, хотя отдельные детали проблемы все еще далеки от решения. Особая заслуга в понимании процесса эволюции звезд принадлежит астрофизикам-теоретикам, специалистам по внутреннему строению звезд и, прежде всего, американскому ученому М.Шварцшильду и его школе.

      Ранний  этап эволюции звезд связан с процессом  их конденсации из межзвездной среды. Протозвезды непрерывно сжимаются под действием силы тяжести, становятся все более компактными объектами. Температура их недр при этом непрерывно растет, пока не станет порядка нескольких миллионов градусов. При такой температуре в центральных областях протозвезд «включаются» первые термоядерные реакции на легких ядрах (дейтерий, литий, бериллий, бор), у которых «кулоновский барьер» сравнительно низок. Когда пойдут эти реакции, сжатие протозвезды замедлится. Однако довольно быстро легкие ядра «выгорят», так как их обилие невелико, и сжатие протозвезды будет продолжаться почти с прежней скоростью. Протозвезда «стабилизируется», т.е. перестанет сжиматься, только после того как температура в ее центральной части поднимется на столько, что «включатся» протон-протонная или углеродно-азотистая реакции. Она примет равновесную конфигурацию под действием сил собственной гравитации и перепада газового давления, которые практически точно скомпенсируют друг друга. Собственно говоря, с этого момента протозвезды и становится звездой. Молодая звезда «садится» на свое место где-то на главной последовательности. Точнее ее место на главной последовательности определяется значением первоначальной массы протозвезды. Массивные протозвезды «садятся» на верхнюю часть этой последовательности, протозвезды со сравнительно небольшой массой (меньше солнечной) «садятся» на ее нижнюю часть. Таким образом, протозвезды непрерывно «входят» в главную последовательность на всем ее протяжении, так сказать, «широким фронтом».

      «Протозвездная» стадия эволюции звезд довольно быстротечна. Самые массивные звезды проходят эту стадию всего лишь за несколько сотен тысяч лет. Неудивительно поэтому, что число таких звезд в Галактике невелико. Поэтому не так просто их наблюдать, особенно если учесть, что места, где происходит процесс звездообразования, как правило, погружены в поглощающие свет  пылевые облака. Зато после того как они «пропишутся на своей постоянной площади» на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Рессела, ситуация резко изменится. В течение весьма длительного времени они будут находиться на этой части диаграммы, почти не меняя своих свойств. Поэтому основная часть звезд наблюдается на указанной последовательности.

      Структура «моделей звезды», когда она еще  сравнительно недавно «села» на главную  последовательность, определяется моделью, вычисленной в предположении, что ее химический состав одинаков во всем объеме («однородная модель»). По мере «выгорания» водорода состояние звезды будет очень медленно, но неуклонно меняться, вследствие чего изображающая звезду точка будет описывать некоторый «трек» на диаграмме Герцшпрунга – Рессела. Характер изменения состояния звезды существенным образом зависит от того, перемещается ли вещество в ее недрах или нет. Во втором случае в центральной области звезды обилие водорода становится из-за ядерных реакций заметно меньшим, чем на периферии. Такая звезда может описываться только неоднородной моделью. Но возможен и другой путь звездной эволюции: перемещение происходит во всем объеме звезды, которая по этой причине всегда сохраняет «однородный» химический состав, хотя содержание водорода со временем будет непрерывно уменьшаться. Заранее сказать, какая из этих возможностей реализуется в природе, было невозможно. Конечно, в конвективных зонах звезд всегда идет интенсивный процесс перемещения вещества и в пределах этих зон химический состав должен быть постоянен. Но и для тех областей звезд, где доминирует перенос энергии путем лучеиспускания, перемешивание вещества также вполне возможно. Ведь никогда нельзя исключить систематических довольно медленных движений больших масс вещества с небольшими скоростями, которые приведут к перемешиванию. Такие движения могут возникнуть из-за некоторых особенностей вращения звезды.

      Вычисление  модели какой-нибудь звезды, у которой  при постоянной массе систематически меняется как химический состав, так и мера неоднородности, образуют так называемую «эволюционную последовательность». Нанося на диаграмму Герцшпрунга – Рессела точки, соответствующие разным моделям эволюционной последовательности звезды, можно получить ее теоретический трек на этой диаграмме. Оказывается, что если бы эволюция звезды сопровождалась полным перемещением ее вещества, треки были бы направлены от главной последовательности влево. Наоборот, теоретические эволюционные треки для неоднородных моделей (т.е. при отсутствии полного перемещения) всегда уводят звезду направо от главной последовательности. Какой же из двух теоретически вычисленных путей звездной эволюции правильный? Как известно, критерий истины есть практика. В астрономии практика – это результаты наблюдений.  Посмотрим на диаграмму Герцшпрунга – Рассела для звездных скоплений (рис.1,2 и 3) 

Рис. 1. Диаграмма Герцшпрунга – Рессела для молодого звездного скопления NGC 2264. 

Рис. 2. . Диаграмма Герцшпрунга – Рессела для старого рассеянного звездного скопления М 67. 
 

Рис. 3. Диаграмма Герцшпрунга – Рессела для старого шарового скопления М 3. 
 
 
 
 

Мы там  не найдем звезд, расположенных вверху и слева от главной последовательности. Зато имеется очень много звезд справа от нее — это красные гиганты и субгиганты. Следовательно, такие звезды мы можем рассматривать как покидающие главную последовательность в процессе своей эволюции, не сопровождающейся полным перемешиванием вещества в их недрах. Объяснение природы красных гигантов — одно из крупнейших достижений теории эволюции звезд (некоторая часть красных гигантов у молодых звездных скоплений может быть протозвездами, находящимися в стадии сжатия и движущимися к главной последовательности. Однако, в принципе их можно отличить от «настоящих» красных гигантов, являющихся более или менее «старыми» звездами). Сам по себе факт существования красных гигантов означает, что эволюция звезд, как правило, не сопровождается перемешиванием вещества во всем их объеме. Расчеты показывают, что по мере эволюции звезды размеры и масса ее конвективного ядра непрерывно уменьшаются (мысль о том, что красные гиганты образуются из звезд главной последовательности после выгорания ядерного горючего в недрах последних, впервые была высказана Э.Эпиком еще в 1938 г.)

      Очевидно, что сама по себе эволюционная последовательность моделей звезды еще ничего не говорит  о темпах звездной эволюции. Временная  шкала эволюции может быть получена из анализа изменения химического состава у разных членов эволюционной последовательности моделей звезды. Можно определить некоторое среднее содержание водорода в звезде, «взвешенное» по ее объему. Обозначим это среднее содержание через X. Тогда, очевидно, изменение со временем величины X определяет светимость звезды, так как она пропорциональна количеству термоядерной энергии, выделившейся в звезде за одну секунду. Поэтому можно написать:

где — количество энергии, выделяющейся при ядерном превращении одного грамма вещества, символ означает изменение величины X за одну секунду. Мы можем определить возраст звезды как промежуток времени, прошедший с того момента, когда она «села» на главную последовательность, т. е. в ее недрах начались ядерные водородные реакции. Если для разных членов эволюционной последовательности известны величина светимости и среднее содержание водорода X, то не представляет труда из уравнения (1) найти возраст какой-нибудь определенной модели звезды на ее эволюционной последовательности. Тот, кто знает основы высшей математики, поймет, что из уравнения (1), являющегося простым дифференциальным уравнением, возраст звезды определяется как интеграл

где — начальное обилие водорода в звезде, когда она только «села» на главную последовательность. Для незнакомых с высшей математикой читателей можно написать упрощенное выражение для промежутка времени, прошедшего между двумя состояниями звезды с разными, хотя и мало отличающимися значениями X:

Суммируя  промежутки времени  , мы, очевидно, получим интервал времени , прошедший от начала эволюции звезды. Именно это обстоятельство и выражает формула (3).

      На  рис.4 приведены теоретически рассчитанные эволюционные треки для сравнительно массивных звезд. 

Рис. 4. Теоретические  эволюционные треки для массивных звезд. 

Начинают  они свою эволюцию на нижней кромке главной последовательности. По мере выгорания водорода такие звезды перемещаются по своим трекам в общем  направлении поперек главной последовательности, не выходя за ее пределы (т. е. оставаясь в пределах ее ширины). Этот этап эволюции, связанный с пребыванием звезд на главной последовательности, является самым длительным. Когда содержание водорода в ядре такой звезды станет близким к 1%, темпы эволюции ускорятся. Для поддержания энерговыделения на необходимом уровне при резко уменьшившемся содержании водородного «топлива» необходимо в качестве «компенсации» увеличение температуры ядра. И здесь, как и во многих других случаях, звезда сама регулирует свою структуру. Увеличение температуры ядра достигается путем сжатия звезды как целого. По этой причине эволюционные треки круто поворачивают налево, т. е. температура поверхности звезды возрастает. Очень скоро, однако, сжатие звезды прекращается, так как весь водород в ядре выгорает. Зато «включается» новая область ядерных реакций – тонкая  оболочка вокруг уже «мертвого» (хотя и очень горячего) ядра. По мере дальнейшей эволюции звезды эта оболочка все дальше и дальше отходит от центра звезды, тем самым увеличивая массу «выгоревшего» гелиевого ядра. Одновременно будет происходить процесс сжатия этого ядра и его разогрев. Однако при этом наружные слои такой звезды начинают быстро и очень сильно «разбухать». Это означает, что при мало изменяющемся потоке поверхностная температура значительно уменьшается. Ее эволюционный трек круто поворачивает направо, и звезда приобретает все признаки красного сверхгиганта. Так как к такому состоянию звезда после прекращения сжатия приближается довольно быстро, почти нет звезд, заполняющих на диаграмме Герцшпрунга – Рессела  разрыв между главной последовательностью и ветвью гигантов и сверхгигантов. Это хорошо видно на таких диаграммах, построенных для открытых скоплений (см. рис. 3). Дальнейшая судьба красных сверхгигантов еще недостаточно хорошо изучена. Несколько иначе протекает эволюция у звезд с меньшей массой. Заметим, что эволюцию звезд, масса которых меньше массы Солнца, вообще нецелесообразно рассматривать, так как время пребывания их в пределах главной последовательности превышает возраст Галактики. Это обстоятельство делает проблему эволюции звезд с малой массой «неинтересной» или, лучше сказать, «не актуальной». Заметим только, что звезды с малой массой (меньше чем ~0,3 солнечной) остаются полностью «конвективными» даже тогда, когда они находятся на главной последовательности. «Лучистое» ядро у них так никогда и не образуется. Эта тенденция хорошо видна в случае эволюции протозвезд. Если масса последних сравнительно велика, лучистое ядро образуется еще до того, как протозвезда «сядет» на главную последовательность. А маломассивные объекты как на протозвездной, так и на звездной стадии остаются полностью конвективными. У таких звезд температура в центре недостаточно велика для того, чтобы протон-протонный цикл полностью работал. Он обрывается на образовании изотопа Не , а «нормальный» Не уже не синтезируется. За 10 миллиардов лет (что близко к возрасту старейших звезд этого типа) в Не превратится около 1% водорода. Следовательно, можно ожидать, что обилие Не по отношению к Н будет аномально велико – около 3%. К сожалению, пока нет возможности проверить это предсказание теории наблюдениями. Звезды с такой малой массой – это красные карлики, температура поверхности которых совершенно недостаточна для возбуждения линий гелия в оптической области. В принципе, однако, в далекой ультрафиолетовой части спектра резонансные линии поглощения могли бы наблюдаться методами ракетной астрономии. Однако чрезвычайная слабость непрерывного спектра исключает даже эту проблематичную возможность. Следует, однако, заметить, что существенная часть красных карликов представляет собой вспыхивающие звезды типа UV Кита. Сам феномен быстро повторяющихся вспышек у таких карликовых холодных звезд несомненно связан с конвекцией, которой охвачен весь их объем. Во время вспышек наблюдаются линии излучения. Может быть, удастся наблюдать и линии Не у таких звезд? Если масса протозвезды меньше чем 0,08M , то температура в ее недрах настолько мала, что никакие термоядерные реакции уже не могут остановить сжатие на стадии главной последовательности. Такие звезды будут непрерывно сжиматься, пока не станут белыми карликами (точнее, вырожденными красными карликами). Вернемся, однако, к эволюции более массивных звезд.