<< 5. Звезды | Оглавление | 5.2 Образование звезд. >>
5.1 Общие сведения.
По своему физическому состоянию звезды можно
разделить на нормальные, состоящие из невырожденного вещества
(идеального газа), в недрах
которых идут термоядерные реакции синтеза, и вырожденные (белые
карлики, нейтронные звезды), равновесие которых поддерживается давлением
квантово-механически вырожденных фермионов (электронов в случае белых
карлиокв или нейтронов в случае нейтронных звезд). К особому классу следует
отнести черные дыры, которые в обычном смысле звездами не являются.
Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры объединяют общим названием
"компактные остатки", т.к. они являются конечными продуктами эволюции
обычных звезд. Полное число звезд и их остатков в нашей Галактике
оценивается в
.
Начнем с нормальных звезд.
По своему разнообразию нормальные звезды не уступают
галактикам, однако основными характеристиками звезд, определяющие их
строение и эволюцию, являются
их начальная масса 
и химический состав (отношение содержания гелия и
более тяжелых элементов к водороду). Массы звезд лежат в пределах от
до
. Нижний предел связан с невозможностью
протекания термоядерных реакций синтеза при меньших массах, верхний -
с определяющей ролью давления излучения в массивных звездах. При больших
массах светимость звезды превышает Эддингтоновский предел
(см. Лекцию 7)
эрг/с и т.о. стационарных звезд нет.
Эволюция звезд с массами 
завершается образованием белых
карликов с массами меньше т.н. предела Чандрасекхара
. В звездах больших масс ядерные реакции синтеза идут вплоть
до образования железного ядра в центре звезды с массой около 2 солнечных,
которое оказывается неустойчивым относительно гравитационного сжатия
(коллапса). При коллапсе выделяется энергия связи ядра
эрг (в основном в виде нейтрино), а оставшаяся оболочка
сбрасывается, порождая явление сверхновой звезды. Остатки сверхновых
выбрасывают большую часть массы звезды в межзвездную среду, обогащая ее
тяжелыми элементами - продуктами термоядерного синтеза. При вспышках
сверхновых происходит и образование химических элементов тяжелее железа
путем захвата нейтронов ядрами. Остатком
гравитационного коллапса может быть нейтронная звезда с массой около
полутора солнечных, или в случае очень массивных звезд - черная дыра.
Химический состав звезд (главным образом, содержание тяжелых элементов)
определяет непрозрачность оболочки звезды для излучения, что сказывается на
всех параметрах звезды (радиусе, центральной температуре и скорости
протекания ядерных реакций). По своему химсоставу звезды делят на два
больших класса (населения). К населению I типа относятся звезды
бедные тяжелыми элементами (по массе содержание элементов
тяжелее гелия меньше долей процента).
Это старые маломассивные звезды-карлики,
расположенные в сферических составляющих дисковых галактик, входящие в
состав старых шаровых скоплений и в эллиптические галактики, т.е. там,
где в современную эпоху нет активного звездообразования. К населению II
относят молодые массивные звезды дисковой составляющей спиральных галактик,
звезды в неправильных галактиках и входящие в состав молодых рассеянных
скоплений - т.е. находящиеся в областях интенсивного звездообразования.
Газ, из которого образуются звезды II населения, является продуктом эволюции
звезд первого населения. Он не менее одного раза побывал в звездах и поэтому
обогащен тяжелыми химическими элементами -
продуктами ядерной эволюции звезд и вспышек сверхновых. Наше Солнце
принадлежит к населению II типа. Иногда говорят о гипотетических звездах
населения III типа, звездах, которые были образованы из первичного вещества
(состоящего из водорода и гелия и малой примеси 
, 
, 
)
еще до образования галактик. Существование таких звезд не исключено, однако
каких бы то ни было наблюдательных доказательств этого пока не получено.
Спектры звезд крайне разнообразны. Как мы видели в Лекции 2, спектр
выходящего излучения из атмосферы звезды определяется физическим состоянием
плазмы и ее химическим составом (коэффициенты излучения и поглощения). По
своим спектральным свойствам звезды подразделяются на спектральные классы,
обозначаемые буквами O, B, A, F, G, K, M (основные спектральные классы)
в порядке убывания эффективной температуры от 
K до 
K. Одному и тому же спектральному классу могут соответствовать звезды разных
радиусов. Удобным графическим представлением состояния звезды оказалась
введенная в начале ХХ века диаграмма цвет-светимость (или светимость -
эффективная температура), называемая диаграммой Герцшпрунга-Рессела.
На этой диаграмме наиболее отчетливо прослеживается
главная последовательность, ветвь гигантов и сверхгигантов, а также
ветвь субкарликов и белых карликов. Звезды главной последовательности
наиболее многочисленные, т.к. это звезды, в недрах которых идет термоядерное
горение водорода в гелий. Это самая продолжительная стадия эволюции звезды.
Последующие эволюционные стадии вплоть до образования компактного остатка
по длительности составляют около 10% времени жизни звезды на главной
последовательности.
После выгорания водорода звезда отходит от главной последовательности в
сторону красных гигантов. При этом радиус звезды быстро увеличивается,
эффективная температура падает. Источник энергии красных гигантов - горение
водорода в слое, окружающем гелиевое ядро. На более поздних стадиях эволюции
происходит горение гелия в углерод, углерода в кислород и т.д. вплоть до
элементов железного пика во все возрастающем темпе. Для звезд с начальной
массой 
образование белого карлика происходит на самом верху
ветвигигантов и сопровождается относительно медленным истечением оболочки
с образованием планетарной туманности. Более массивные звезды
взрываются как сверхновые также на стадии красного сверхгиганта
(в зависимости от химического состава вспышка сверхновой может произойти
еще на стадии голубого сверхгиганта, как в случае со сверхновой 1987а в
Большом Магеллановом Облаке).
<< 5. Звезды | Оглавление | 5.2 Образование звезд. >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Межзвездная среда - Космология - теоретическая астрофизика - астрофизика
Публикации со словами: звезды - Межзвездная среда - Космология - теоретическая астрофизика - астрофизика | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
