Конечная стадия звезды масса которой равна массе солнца

Эволюция звёзд разной массы

Эволюция звезды с массой, примерно равной массе Солнца

Звёзды с массой, не сильно отличающейся от массы Солнца (а таких звёзд — большинство), заканчивают свою жизнь сравнительно «мирно» — без взрывов.

Образовавшиеся из них белые карлики постепенно остывают, становясь в конце концов невидимыми. Но это происходит чрезвычайно медленно, так как из-за очень малой поверхности белый карлик излучает энергию очень медленно. К тому же его остывание несколько притормаживается гравитационным сжатием, которое продолжает «подогревать» белый карлик. Длительность пребывания звезды в стадии белого карлика и объясняет «населённость» этой области на диаграмме «температура — светимость».

Картина неизбежного остывания белого карлика кажется довольно грустной, но, оказывается, это не всегда конец жизни звезды. Если вблизи белого карлика есть другая звезда, у него может начаться новая жизнь с гигантскими «фейерверками». Об этом мы расскажем ниже.

Эволюция звезды с массой, большей массы Солнца

Нейтронные звёзды

Если масса ядра звезды превышает массу Солнца более чем в 1,4 раза, колоссальная сила тяготения «вдавит» электроны в протоны, в результате чего образуются нейтроны.

При этом возникнет нейтронная звезда, то есть звезда, состоящая в основном из нейтронов, — как бы гигантских размеров «атомное ядро». Масса такой звезды сопоставима с массой Солнца, а диаметр составляет всего несколько километров!

Плотность нейтронной звезды близка к плотности атомного ядра и во много раз превышает плотность белых карликов: масса напёрстка вещества нейтронной звезды равна массе нескольких гружёных товарных вагонов.

Модели образования нейтронных звёзд разработали советский физик Л. Д. Ландау и американский физик Р. Оппенгеймер.

Источник

Конечная стадия звезды масса которой равна массе солнца

Строение диаграммы Герцшпрунга-Рессела объясняет теория звёздной эволюции. Теория эволюции звёзд к настоящему времени добилась больших успехов в объяснении качественной, а в некоторых случаях и количественной связи между наблюдаемыми параметрами звёзд, такими как температура поверхности, масса, радиус, время жизни на различных эволюционных стадиях и др. В настоящее время общепринятой является точка зрения, что звёзды рождаются при сжатии фрагментов плотных облаков холодного межзвёздного газа, причем чаще всего звёздообразование проходит в определенных областях диска Галактики — газово-пылевых комплексах, занимающих области с характерными размерами 100 — 500 пк. Сгустки материи сжимаются под действием собственного тяготения и превращаются в звёзды. Эти процессы мы рассмотрим подробнее ниже.

Эволюция звёзд до главной последовательности происходит в условиях не очень высоких температур в объеме звезды, когда неполная ионизация и большая непрозрачность приводит к почти полной конвективности таких звёзд, поэтому к главной последовательности звёзды подходят практически однородными по химическому составу. При этом на диаграмме цвет-светимость эволюция происходит вдоль так называемого трека Хаяши , когда звезда, первоначально имеющая высокую светимость вследствие большого радиуса и красный цвет из-за низкой температуры поверхности, постепенно сжимаясь, становится менее яркой и более голубой. Отметим, что в качестве светимости в рамках этого параграфа рассматривается болометрическая светимость, так что в оптическом диапазоне самые молодые звёзды почти не видны — максимум энергии в спектре у таких звёзд приходится на далекую инфракрасную область спектра. Энергия при этом выделяется в основном за счёт сжатия звезды. На стадии до главной последовательности идут некоторые ядерные реакции, в которых выгорают присутствующие в веществе звезды дейтерий, литий и бериллий , но вклад этих реакций в общее энерговыделение невелик. Темп эволюции зависит от массы звезды. Время продолжительности стадии эволюции до главной последовательности (Tpms) в зависимости от массы звезды приведено в таблице 5-1, где значения масс звёзд М даны, как это принято, в единицах солнечной массы M _&#164 .

Звёзды, находящиеся на этой стадии эволюции в большом числе наблюдаются в областях звёздообразования и молодых звёздных скоплениях и ассоциациях, часто проявляя себя как вспыхивающие переменные. Расчёты показывают, что звёзды с массами больше 0.07-0.08 M _&#164 (масса зависит от химического состава протозвёздного облака) достигают главной последовательности, где начинаются ядерные реакции превращения водорода в гелий, а звёзды с меньшими массами остывают, превращаясь в вырожденные водородные карлики. Это так называемые коричневые карлики , которые по свойствам близки к крупным газовым планетам типа Юпитера.

Для звёзд с массами менее 8 масс Солнца выделяются следующие основные фазы эволюции:

1. горение водорода в ядре (стадия главной последовательности);
2. гравитационное сжатие всей звезды (эта фаза отсутствует у звёзд с массами менее полутора солнечных масс);
3. загорание водородного слоевого источника (ядро уже полностью гелиевое);
4. горение водорода в слое с постепенным удалением его от ядра (стадия красного гиганта);
5. горение гелия в ядре (стадия гиганта горизонтальной ветви);
6. горение слоевых источников водорода и гелия (стадия гиганта асимптотической ветви);
7. последовательное горение в ядре легких альфа-элементов и образование соответствующих слоевых источников (для звёзд с массами M > 4 M _&#164 );
8. заключительная стадия — превращение звезды в вырожденный белый карлик.

У более массивных звёзд при их уходе с главной последовательности в ядре последовательно горят гелий, углерод и т.д. с образованием железоникелевого ядра, и звезда описывает на диаграмме цвет-светимость широкие петли. При этом петли заходят даже в голубую область ГР-диаграммы, так что некоторые такие звёзды можно принять за звёзды главной последовательности. Эволюция очень массивных звёзд заканчивается катастрофически — как взрыв сверхновой звезды, после которого остается экзотический звёздный объект — нейтронная звезда, иногда проявляющая себя как пульсар, или черная дыра. Множество точек, которое звезда данной массы проходит на ГР-диаграмме, называется эволюционным треком. Такие треки для звёзд с массами от 0.8 до 25 солнечных масс, рассчитанные группой швейцарских теоретиков под руководством Маедера, показаны на рис. 5-3. По осям на рисунке, как обычно принято в теоретических исследованиях звёздной эволюции, отложены логарифмы болометрической светимости в единицах болометрической светимости Солнца и логарифмы эффективной температуры. Цифрами указаны массы звёзд в массах Солнца. Чтобы не загромождать рисунок, на нем не показаны петли треков звёзд больших масс. Кривая, соединяющая начальные точки всех треков, называется начальной главной последовательностью (иногда — главной последовательностью нулевого возраста). Часто в научной литературе используют аббревиатуры этих словосочетаний — НГП и ГПНВ (английская аббревиатура — ZAMS). Важность определения правильного положения НГП на ГР-диаграмме будет показана в лекции о звёздных скоплениях. Пока же отметим, что положение НГП зависит от химического состава звёзд — как от содержания тяжелых элементов, так и содержания гелия. При этом с увеличением содержания гелия или с уменьшением содержания тяжелых элементов НГП на ГР-диаграмме (на рис. 5-3 и 5-4) смещается влево и вниз. Положение НГП немного зависит и от вращения звёзд.

Эволюционные треки показывают не всю информацию о зависимости свойств звёзд от времени. В частности, на рис. 5-3 нет информации о продолжительности тех или иных эволюционных стадий. Особенно важной для звёздной астрономии является несколько иное представление результатов расчётов звёздной эволюции. Если мы отметим на эволюционных треках звёзд разных масс точки, соответствующие определенному моменту времени и соединим их плавной кривой, мы получим так называемую теоретическую изохрону. Теоретическая изохрона показывает, как располагаются на ГР-диаграмме звёзды разных масс, но одного возраста. Набор теоретических изохрон для звёзд разного возраста, полученный по расчётам итальянских теоретиков под руководством Киози, показан на рис. 5-4 (цифры — возрасты в логарифмической шкале в годах). При этом для удобства практического использования изохроны обычно строятся так, что по осям располагаются величины, которые можно получить непосредственно из наблюдений — здесь это абсолютная звёздная величина и показатель цвета.

Cамой длительной фазой эволюции всех звёзд является стадия главной последовательности, когда в центральной области звезды водород превращается в гелий. Именно поэтому среди всех наблюдаемых звёзд большинство являются звездами главной последовательности. Длительность этой стадии составляет около 90% от всего времени эволюции звезды до стадии нейтронной звезды или белого карлика. Продолжительность жизни звёзд на главной последовательности существенно зависит от их массы. На рис. 5-5 показана зависимость логарифма времени жизни на главной последовательности от массы звезды. (Приблизительно можно считать, что отношение времени жизни звезды на главной последовательности к времени жизни Солнца на главной последовательности обратно пропорционально кубу ее массы, выраженной в единицах массы Солнца.) Как можно видеть на этом рисунке, массивные звёзды эволюционируют очень быстро, тогда как звёзды малых масс остаются на главной последовательности многие миллиарды лет. В частности, продолжительность стадии главной последовательности у нашего Солнца — около 10 миллиардов лет, тогда как массивные звёзды (с массами 25М _&#164 и более) покидают главную последовательность всего через несколько миллионов лет.

Результаты теории звёздной эволюции, показанные на последних трех рисунках, относятся к звездам, имеющим приблизительно солнечное содержание тяжелых элементов. У малометалличных звёзд имеется стадия так называемой горизонтальной ветви, характерная для ГР-диаграмм шаровых скоплений. Вопросы, связанные с интерпретацией структуры ГР-диаграмм шаровых скоплений, будут рассмотрены в одной из следующих лекций.

Для интерпретации ГР-диаграмм молодых звёзд важен следующий факт. Вокруг рождающейся звезды долгое время сохраняется газопылевая оболочка, делающая звёзду невидимой в оптическом диапазоне. Такие коконы вокруг молодых звёзд до стадии главной последовательности исчезают (рассеиваются) только у звёзд с массами менее 3 масс Солнца. Более массивные звёзды какое-то время не видны в оптическом диапазоне даже после начала стадии главной последовательности. Еще более осложняет анализ ГР-диаграмм звёзд, не дошедших до главной последовательности, существование вокруг них мощных протопланетных дисков.

Источник

Как происходит эволюция звёзд

Как известно, звезда — это гигантский раскаленный газовый шар, находящийся в состоянии равновесия. Внутри этого шара происходят термоядерные реакции, в результате которых вырабатывается энергия и излучается свет.
Практически любо тело во Вселенной имеет свой жизненный цикл. Собственно говоря, светила не исключения. Они также рождаются и умирают, как и другие тела. Правда, жизненный путь звезд, то есть последовательные изменения в течение всей её жизни, очень долгий. Ниже мы как раз рассмотрим основные этапы эволюции звезд.

Проксима Центавра

Стадии эволюции звезд

Основные этапы эволюции звезд, можно сказать, как у всех в нашей Вселенной.

Из них, главным образом, выделяют:

Но, как и мы отличаемся друг от друга, так и звёзды. Под влиянием разных факторов их жизненный путь у каждого свой. Всё как у людей. Нас даже создала одна природа и сила — сила нашей Вселенной.

Как появляются звёзды

Сначала в космическом пространстве образуются огромные газовые облака. На самом деле, эти холодные разреженные облака межзвёздного газа сжимаются под силой гравитации. Так начинается процесс звёздного формирования.

На его конечном этапе объект называют протозвездой. Вроде уже и не просто облако, но еще и не полноценное светило. Во время сжатия температура таких газовых облаков резко увеличивается. Из-за чего, в свою очередь, внутри них начинают происходить термоядерные реакции синтеза гелия из водорода.

Протозвезда

Главная последовательность

Именно в это время, то есть с началом ядерных процессов, рождается звезда. На данном этапе, чаще всего, она является представителем главной последовательности звезд. Правда, бывают и исключения. Например, субкарлики и коричневые карлики. Они отличаются небольшой массой и слабым ядерным синтезом.

Коричневый карлик

Между прочим стадия главной последовательности самая длинная в жизни светил (около 90% от общей продолжительности). Остальные же их этапы существования длятся значительно меньше. Вероятно, по этой причине во Вселенной преобладают звёзды, находящиеся именно на этой стадии развития. А вот как после неё будет проходить эволюционирование напрямую зависит от массы тела.

Эволюция звезд различной массы

Стоит отметить, что звездные тела имеют разные характеристики.

Низкая масса

Если начальная масса светила меньше 0.08 солнечной массы, то в недрах таких звезд не возникнет сгорание водорода. Проще говоря, в них отсутствует ядерный синтез, а энергия вырабатывается благодаря сжатию ядра. Примером подобных светил являются коричневые карлики. Их конечный этап — превращение в чёрный карлик, то есть остывшую звезду, которая не выделяет энергию.

К сожалению, такая же участь уготовлена красным карликам с подобной массой. Но в отличие от коричневых собратьев, внутри них происходит горение водорода. Правда, в слоевом источнике в районе гелиевого ядра водород уже не горит. В результате светило сжимается и нагревается. Затем наступает последний этап эволюции красного карлика малой массы — вырожденный гелиевый карлик. В это время практически всё звёздное тело состоит из гелия с водородной оболочкой, а равновесие удерживается вырожденным электронным газом.

Белый карлик

Средняя масса

Как оказалось, звёздная эволюция при средней массе тела проходит по следующему пути.
Для светил с массой от 0.5 до 8 солнечных масс путь один — это превращение в углеродно-кислородный белый карлик, который будет состоять из вырожденного газа.

Когда у звёзд с данными значениями массы в ядре заканчивается водород (он же сжигается, как мы помним), начинается его горение в слоевом источнике вокруг гелиевого ядра. В результате светило эволюционирует в стадию красного гиганта.

Красный гигант

Правда, процесс перевоплощения немного отличается при определенном весе. Так, если весовой показатель звезды находится в пределах от 0.5 до 3 солнечных масс, то в её ядре гелий взорвётся. Потому как в нём располагается вырожденный газ, произойдёт так называемая гелиевая вспышка.

Массивные звезды

А вот для светил с большей массой (от 3 до 8 солнечных) гелий будет гореть, но не взорвется. Поскольку газ не успевает выродиться из-за постоянной высокой ядерной температуры. Вместе с гелиевым сгоранием начинается рост конвективного ядра (то есть области, где происходит перенос энергии путём перемешивания веществ), а вокруг него горит оболочка из водорода. Что также приводит к превращению звезды в красный гигант.

Конвективная зона

Как происходит эволюция звезд на последнем этапе

Конечно, спустя какое-то время, запасы гелия иссякнут. И он начнёт сгорать в слоевом источнике около ядра. Которое, в свою очередь, будет сжиматься и нагреваться. В это время водородная оболочка, наоборот, расширяется и остывает. Таким образом звезда трансформируется из красного карлика в сверхгигант.
На следующем этапе своей жизни в центрах звезд с массой от 0.5 до 8 солнечных масс образуется углеродно-кислородное ядро, наполненное вырожденным газом. Собственно, вот и сформировался белый карлик. Но его оболочка всё продолжает расширяться и, наконец, она отделяется от светила.
Более того, уже отделившаяся оболочка не прекращает увеличиваться и, в конце концов, превращается в планетарную туманность. А звезда, как уже было сказано, остаётся белым карликом с вырожденным газом.

Планетарная туманность Глаз Бога

Жизнь светил с высокой массой

Эволюция светил с высокой массой (от 8 до 10 солнечных) происходит по тому же сценарию, как и со средней. Но у них не успевает образоваться углеродно-кислородное ядро. Потому как оно сжимается и вырождается, а лишь затем начинает гореть углерод.
И вместо гелиевой вспышки происходит углеродная. Её также называют углеродной детонацией.
Иногда подобная детонация приводит к взрыву звезды как сверхновой. А иногда светило эволюционирует в неё без взрыва (при увеличении температуры в недрах газ может не вырождаться) и продолжает свою жизнь.

По данным учёных, во Вселенной есть очень массивные звёзды (около 10 солнечных масс). В результате того, что они очень горячие, внутри их ядра гелий начинает гореть, а они не успевают достигнуть стадии красного гиганта. Под действием различных факторов и процессов такие светила вырабатывают тяжёлые элементы. Таким образом происходит ядерный коллапс (разрушение), которое в зависимости от ядерной массы может сформировать либо нейтронную звезду, либо даже чёрную дыру.

Эволюция звёзд

Можно сказать, что рождение и эволюция звезд начинается в результате ядерных реакций. А также заканчивается, когда они прекращаются.

Конечно, развитие и длительность жизни звёзд разная, так как процессы в них протекают по-разному. Более того, конечные стадии их эволюции также отличаются. Да, есть определённые закономерности, но будущее неизвестно никому. Ведь, например, при расширении одного светила, оно может зацепить другое. Почему бы нет? Наверное, вы поняли, что большую роль играет масса тела и процессы, в нём протекающие.

В любом случае, происхождение таких различных между собой космических объектов, таких красивейших и прекрасных, является одним из чудес Вселенной. А их бесчисленное множество, участие в образовании других, не менее восхитительных объектов, играет огромную роль в развитии нашего космоса.

Источник