Звезды для жителей Земли представляются вечными и неизменными. Однако современная астрономия доказывает, что звезды медленно эволюционируют. Рассмотрим кратко эволюцию звезд.
В результате глобальных космологических процессов во Вселенной образовались неоднородности вещества: в одних областях его почти нет, а в других вещество образует разреженные облака газа. Поскольку наиболее распространенным элементом во Вселенной является водород, то эти облака в основном состоят из него.
Образование конвективной звезды
Под действием гравитации облака начинают сгущаться, образуя область с повышенной плотностью, которая называется «протозвезда». Чем больше вещества собирается в протозвезде, тем больше ее гравитация, тем быстрее происходит образование плотного объекта.
По мере сжатия газа его температура, в соответствии с газовыми законами, возрастает. В протозвезде образуется заметная неоднородность температуры, которая приводит к интенсивной конвекции газа. Горячий газ из ядра поднимается к поверхности, а остывший газ опускается к ядру. Источником энергии на этом этапе является в основном гравитационное сжатие.
Звезда главной последовательности
Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов градусов, тепловой энергии атомных ядер становится достаточно, чтобы преодолевать кулоновские силы отталкивания и сближаться настолько, чтобы начались термоядерные реакции слияния ядер водорода в ядра гелия. Такие реакции идут с выделением большого количества энергии, и силы гравитации оказываются уравновешены. Звезда «зажигается» и начинает свой основной этап эволюции.
Светимость звезды и ее спектральный класс при этом, как правило, тесно связаны, в результате на графике этих величин (диаграмме Герцшпрунга — Рассела) звезда занимает одно из мест на длинной диагональной области, называемой «главной последовательностью». Отсюда и название этапа эволюции звезд.
Длительность этапа главной последовательности зависит от массы звезды. Чем больше масса звезды, тем быстрее она «сжигает» водород. Самые тяжелые звезды находятся на главной последовательности всего лишь несколько миллионов лет. Самые легкие звезды могут находиться на этом этапе триллионы лет.
Красный гигант
По мере истощения запаса водорода давление внутри звезды падает, и она теряет устойчивость. Внутреннее ядро снова начинает сжиматься, что приводит к «зажиганию» новых термоядерных реакций сливания ядер гелия в ядра углерода, неона, кислорода и, наконец, железа.
В средней части звезды температура меньше, и реакции «горения» гелия в ней начинаются позже. За счет этой энергии верхние слои звезды расширяются. В результате в звезде одновременно формируется более тяжелое компактное ядро и раздувающиеся верхние оболочки с низкой плотностью. Звезда становится красным гигантом.
Типичный красный гигант имеет размер 100–1000 солнечных радиусов. Если поместить такую звезду в солнечную систему, ее поверхность может находиться около орбиты Юпитера. Однако средняя плотность красного гиганта зачастую меньше плотности воздуха.
Завершающие стадии эволюции
Стадия красного гиганта со всё более уплотняющимся ядром и раздувающейся внешней оболочкой продолжается от 10 до 100 млн лет. Далее в зависимости от конкретных условий внешние слои могут просто разлететься, а могут взорваться, образуя туманность различной формы.
В центре туманности остается ядро — белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра, в зависимости от массы. Это конечный этап эволюции звезды.
Что мы узнали?
Главными факторами эволюции звезды являются гравитация и энергия термоядерного синтеза. Под их влиянием звезда проходит стадии протозвезды, конвективной звезды, звезды главной последовательности и красного гиганта. Красный гигант сбрасывает внешние оболочки при взрыве, а оставшееся ядро представляет собой белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру.
