 |
Астронет: Ю. А. Насимович Звёзды http://variable-stars.ru/db/msg/1222187/sect20.html |
| << Микроквазары | | Оглавление | | Как умирают звёзды >> |
КАК ЭВОЛЮЦИОНИРУЮТ ЗВЁЗДЫ
|
Только что родившаяся звезда на 73-75% состоит из водорода и, пройдя стадию гравитационного сжатия, светится за счёт того, что водород в её центральной части (в ядре) претерпевает термоядерное превращение в гелий, которого изначально порядка 25%. Иногда говорят, что водород "горит", "перегорает" в гелий. Но, разумеется, это лишь образное выражение, так как никакого кислорода, требуемого для реакции горения, в звёздах поначалу нет. Суть происходящего в том, что под действием гравитационного сжатия недра звезды (или недра протозвезды, возникшей из газопылевого облака) нагрелись до такой температуры, что положительно заряженные ядра водорода (протоны) преодолели взаимное отталкивание, начали на большой скорости сталкиваться друг с другом и слипаться в ядра гелия. Выделившаяся при этой термоядерной реакции энергия так разогрела ядро звезды, что гравитационное сжатие уравновесилось огромными скоростями частиц раскалённого вещества. До тех пор, пока водородное "топливо" в ядре звезды не кончится, она будет оставаться в относительно стабильном положении. Тем не менее, количественные изменения происходить будут. В ядре будет возрастать доля гелия, оно будет становиться тяжелее и компактнее, от этого будет возрастать его температура, из-за роста температуры термоядерная реакция будет ускоряться, объём внешних оболочек будет чуть-чуть увеличиваться из-за их разогревания, светимость звезды будет постепенно возрастать [Бете, Браун, 2000]. Что-то вроде начальной стадии взрыва в замедленной съёмке! Параллельно идут и другие процессы: хаотическая поверхностная активность сменяется короткопериодической и через миллиард лет циклом типа солнечного [Кацова, Лившиц, 1998], вращение звезды вокруг оси несколько замедляется (см. очерк об эволюции Солнца), сплюснутость падает, звезда очень медленно теряет массу (частицы уносятся в виде звёздного ветра), планеты из-за уменьшения массы звезды чуть-чуть отодвигаются от неё. Это самый долгий этап в жизни звезды. Так, например, наше Солнце пребывает в таком состоянии уже около 5 миллиардов лет и ещё такое же время должно меняться лишь количественно. Таковы звёзды Главной последовательности на диаграмме "температура-светимость". Все они "сжигают" свой водород.
К концу этого периода весь водород в ядре звезды превращается в гелий, и его горение здесь прекращается. Ядро вроде бы может остыть, но, конечно, не остывает, а только сжимается под действием гравитации. Давление в центральной части звезды из-за этого сжатия возрастает, и тогда в прилегающих к ядру слоях тоже достигается температура "горения" водорода. Термоядерная реакция начинает идти вне ядра, в его оболочке, постепенно захватывая всё более удалённые от центра слои. Внешние слои от этого разогрева во много раз расширяются, т.е. объём звезды и её светимость возрастают. Звезда становится гигантской. "Горение" водорода сопровождается увеличением массы гелиевого ядра, всё быстрее и быстрее растут давление и температура в центре звезды.
В какой-то момент в самом центре гелиевого ядра, если масса звезды достаточно велика, достигается температура, при которой гелий "вспыхивает", т.е. ядра гелия начинают превращаться в более тяжёлые ядра. В основном, образуются ядра углерода, но также какое-то количество кислорода и других элементов. Эти относительно тяжёлые элементы скапливаются в центре звезды, формируя её углеродное ядро внутри гелиевого ядра. Слоевой источник термоядерной реакции (водородный) на какое-то время отключается, и звезда уменьшается в размерах.
При дальнейшем разогревании в центре звезды (если звезда достаточно массивна) последовательно начинаются реакции "горения" углерода с образованием неона, "горения" неона с образованием кислорода, "горения" кислорода с образованием кремния и серы, "горения" кремния с образованием железа. В небольшом количестве образуются и другие элементы. Звезда превращается в многослойную "луковицу", в центре которой находится железное ядро, поверх него - слой кремния и серы, далее - слои кислорода, неона, углерода, гелия, водорода... В каждом слое идут свои термоядерные реакции, и звезда "раздувается" до огромных размеров. Только железная "сердцевина" не вступает в дальнейшую "переделку" своих атомных ядер. Дело в том, что ядра железа прочнее других атомных ядер, и при дальнейшем синтезе энергия не выделялась бы, а поглощалась [Бете, Браун, 2000].
Железное ядро вырастает до какого-то предела, а потом оказывается раздавлено своей собственной массой, падает само на себя (иными словами - вещество ядра падает внутрь него). Это приводит к вспышке сверхновой звезды, т.е. звезда взрывается, а остатки её ядра переходят в столь специфическое сверхплотное состояние (нейтронная звезда, чёрная дыра), что в обычном смысле звездой уже не являются. Детали звёздной "смерти" рассматриваются в следующей главе, а данные страницы целесообразно посвятить специфике развития звёзд в зависимости от их массы.
Дело в том, что далеко не каждая звезда проходит все описанные этапы. Сделать "карьеру", последовательно побывав водородной, гелиевой, углеродной, неоновой, кислородной и, наконец, кремниевой звездой удаётся только тем "счастливчикам", которые родились особенно массивными. Остальные хоть и живут дольше, но в "карьерном" смысле "сходят с дистанции" гораздо раньше, превращаясь в белые карлики. Так, например, нашему Солнцу, водородной звезде, суждено "дослужиться" только до гелиевой стадии, после чего придётся сбросить оболочку и "выйти на пенсию".
Чем массивнее звезда, тем быстрее она проходит стадию за стадией. Наше Солнце "занято" сжиганием водорода в ядре уже почти 5 миллиардов лет и будет жечь его там столь же долго, после чего на 6,4 миллиарда лет "займётся" водородом в оболочке ядра. На сжигание гелия в ядре оно "потратит" почти полтора миллиарда лет, после чего закончит жизнь белым карликом. А вот звезда, которая в 25 раз массивнее Солнца, может прожить лишь семь с половиной миллионов лет, т.е. в 2 тысячи раз меньше Солнца! 7 миллионов лет она будет расходовать водород, примерно 500 тысяч лет - гелий, 600 лет - углерод, 1 год - неон, 6 месяцев - кислород, 1 сутки - кремний, после чего железное ядро в течение 1 секунды упадёт само на себя, что приведёт к гибели звезды. Ситуацию можно представить в виде правила: если звезда в 10 раз массивнее, она эволюционирует в 1000 раз быстрее [Бете, Браун, 1985]. Ниже в качестве примера приводится также эволюция звезды массой в 18 солнц (см. раздел "Интересные звёзды других галактик").
Наверное, читатель уже заметил, что каждый последующий период в жизни звезды во много раз короче предыдущего. Ядро всё время сжимается, причём со всё возрастающей скоростью, и, в конце концов, стремительно падает на себя. Что же касается внешних слоёв звезды, то они почти всё время расширяются, причём тоже со всё возрастающей скоростью, и, наконец, разлетаются во все стороны. Ситуация напоминает замедленную кинодемонстрацию взрыва. Звёзды, таким образом, если рассматривать их в больших масштабах времени, - это нестабильные структуры. Но в масштабах человеческой жизни они вполне стабильны, если это, конечно, не неоновые и не кислородные звёзды.
Описанную картину можно детализировать некоторыми указаниями. Когда звезда проходит стадию горения водорода и гелия в оболочке, она нестабильна. Имеет значение скорость поступления водорода и гелия в тонкий слой с соответствующей температурой, и при исчерпании "топлива" горение временно прекращается. Кроме того, термоядерная реакция в каком-либо из слоёв приводит к расширению звезды и падению давления, а потому другой слой гаснет, т.е. наблюдаются попеременные вспышки горения водорода и гелия [Клочкова, Панчук, 2002]. Звезда в этом неустойчивом состоянии находится на асимптотической ветви гигантов. Это физически переменная звезда.
| << Микроквазары | | Оглавление | | Как умирают звёзды >> |