Еволюція зірок - розвиток, історія, етапи, стадії, періоди, фактори, вики
Початкова стадія еволюції зірок
На діаграмі Герцшпрунга - Рассела з'явилася зірка займає точку в правому верхньому кутку: у неї велика світність і низька температура. Основне випромінювання відбувається в інфрачервоному діапазоні. До нас доходить випромінювання холодної пилової оболонки. В процесі еволюції положення зірки на діаграмі буде мінятися. Єдиним джерелом енергії на цьому етапі служить гравітаційне стиснення. Тому зірка досить швидко переміщається паралельно осі ординат.
Температура поверхні не змінюється, а радіус і світність зменшуються. Температура в центрі зірки підвищується, досягаючи величини, при якій починаються реакції з легкими елементами: літієм, берилієм, бором, які швидко вигоряють, але встигають уповільнити стиснення. Трек повертається паралельно осі ординат, температура на поверхні зірки підвищується, світність залишається майже незмінною. Нарешті, в центрі зірки починаються реакції освіти гелію з водню (горіння водню). Зірка виходить на головну послідовність.
Тривалість початкової стадії визначається масою зірки. Для зірок типу Сонця вона близько 1 млн років, для зірки масою 10 M☉ приблизно в 1000 разів менше, а для зірки масою 0,1 M☉ в тисячі разів більше.
Молоді зірки малої маси
На початку еволюції зірка малої маси має променисте ядро і конвективну оболонку (рис. 82, I).
Стадія головної послідовності
На стадії головної послідовності зірка світить за рахунок виділення енергії в ядерних реакціях перетворення водню в гелій. Запас водню забезпечує світність зірки масою 1 M☉ приблизно протягом 10 10 років. Зірки більшої маси витрачають водень швидше: так, зірка масою в 10 M☉ витратить водень менш ніж за 10 7 років (світність пропорційна четвертого ступеня маси).
Зірки малої маси
У міру вигоряння водню центральні області зірки сильно стискаються.
Зірки великої маси
Після виходу на головну послідовність еволюція зірки великої маси (> 1,5 M☉) визначається умовами горіння ядерного пального в надрах зірки. На стадії головної послідовності це - горіння водню, але на відміну від зірок малої маси в ядрі домінують реакції вуглецево-азотного циклу. У цьому циклі атоми C і N грають роль каталізаторів. Швидкість виділення енергії в реакціях такого циклу пропорційна T 17. Тому в ядрі утворюється конвективное ядро, оточене зоною, в якій перенесення енергії здійснюється випромінюванням.
Світність зірок великої маси набагато перевищує світність Сонця, і водень витрачається значно швидше. Пов'язано це і з тим, що температура в центрі таких зірок теж набагато вище.
У міру зменшення частки водню в речовині конвективного ядра темп виділення енергії зменшується. Але оскільки темп виділення визначається світність, ядро починає стискатися, і темп виділення енергії залишається постійним. Зірка ж при цьому розширюється і переходить в область червоних гігантів.
Стадія зрілості зірок
Зірки малої маси
До моменту повного вигоряння водню в центрі зірки малої мас утворюється невелика гелиевое ядро. В ядрі щільність речовини і температура досягають значень 10 9 кг / м і 10 8 K відповідно. Горіння водню відбувається на поверхні ядра. Оскільки температура в ядрі підвищується, темп вигоряння водню збільшується, збільшується світність. Промениста зона поступово зникає. А через збільшення швидкості конвективних потоків зовнішні шари зірки роздуваються. Розміри і світність її зростають - зірка перетворюється на червоного гіганта (рис. 82, II).
Зірки великої маси
Коли водень у зірки великої маси повністю вичерпується, в ядрі починає йти потрійна гелієва реакція і одночасно реакція утворення кисню (3He => C і C + He => 0). У той же час на поверхні гелиевого ядра починає горіти водень. З'являється перший шарової джерело.
Запас гелію вичерпується дуже швидко, так як в описаних реакціях в кожному елементарному акті виділяється порівняно небагато енергії. Картина повторюється, і в зірці з'являються вже два шарових джерела, а в ядрі починається реакція C + C => Mg.
Еволюційний трек при цьому виявляється дуже складним (рис. 84). На діаграмі ГерцшпрунганРесселла зірка переміщується вздовж послідовності гігантів або (при дуже великій масі в області надгігантів) періодично стає цефеидой.
Кінцеві стадії еволюції зірок
Старі зірки малої маси
У зірки малої маси, в кінці кінців, швидкість конвективного потоку на якомусь рівні досягає другої космічної швидкості, оболонка відривається, і зірка перетворюється в білий карлик, оточений планетарною туманністю.
Еволюційний трек зірки малої маси на діаграмі Герцшпрунга - Рассела показаний на малюнку 83.
Загибель зірок великої маси
В кінці еволюції зірка великої маси має дуже складну будову. У кожному шарі свій хімічний склад, в декількох шарових джерелах протікають ядерні реакції, а в центрі утворюється залізне ядро (рис. 85).
У цей момент починаються два найважливіших процесу, що йдуть в ядрі одночасно і дуже швидко (мабуть, за хвилини). Перший полягає в тому, що при зіткненнях ядер атоми заліза розпадаються на 14 атомів гелію, другий - в тому, що електрони «вдавлюються» в протони, утворюючи нейтрони. Обидва процеси пов'язані з поглинанням енергії, і температура в ядрі (також і тиск) миттєво падає. Зовнішні шари зірки починають падіння до центру.
Падіння зовнішніх шарів призводить до різкого підвищення температури в них. Починають горіти водень, гелій, вуглець. Це супроводжується потужним потоком нейтронів, який йде з центрального ядра. В результаті відбувається потужний ядерний вибух, що скидає зовнішні шари зірки, вже містять всі важкі елементи, аж до каліфорнія. За сучасними поглядами все атоми важких хімічних елементів (т. Е. Більш важких, ніж гелій) утворилися у Всесвіті саме у спалахах наднових. На місці наднової залишається в залежності від маси зірки, що вибухнула або нейтронна зірка. або чорна діра.