Эволюция звёзд

Звёзды рождаются из облаков межзвёздного газа и пыли. В процессе гравитационного сжатия происходит нагрев и активация ядерных реакций, в результате которых выделяется энергия. Звёзды классифицируются по массе, температуре поверхности и химическому составу.
Виды звёзд:
1\. Красные карлики — самые маленькие и холодные звёзды, их масса составляет около 10% массы Солнца. Они имеют длительный срок жизни (около 10 триллионов лет) и считаются наиболее распространёнными звёздами во Вселенной.
2\. Жёлтые карлики — звёзды, подобные Солнцу, с массой от 1 до 3 масс Солнца. Они имеют среднюю продолжительность жизни (около 10 миллиардов лет) и являются основными источниками света и тепла для планет в нашей части галактики.
3\. Голубые гиганты — звёзды с высокой температурой (от 20000 до 50000 градусов Цельсия) и высокой яркостью, их масса может достигать от 10 до 50 масс Солнца. Они имеют короткую продолжительность жизни (несколько десятков миллионов лет) и заканчивают свою жизнь в виде сверхновых звёзд или нейтронных звёзд.
Это три основных типа звёзд. В отдельные типы я ещё выделил коричневые карлики, черные карлики и нейтронные звёзды. Более подробно мы их рассмотрим ниже.

Звёзды проходят через различные этапы своей эволюции:
1\. Формирование — звезда начинает своё существование, когда облако межзвёздного газа и пыли сжимается под действием гравитации.
2\. Протозвезда — на этой стадии звезда ещё не начала активно выделять энергию, но в её ядре уже происходят ядерные реакции.
3\. Главная последовательность — звезда находится в стабильном состоянии, когда выделение энергии в ядре уравновешивается силой тяжести. На этом этапе звезда светит благодаря термоядерным реакциям водорода в ядре.
4\. Красный гигант — когда водород в ядре звезды заканчивается, звезда начинает расширяться и остывать, становясь более красной.
5\. Планетарная туманность — звезда сбрасывает внешние слои, образуя планетарную туманность, а оставшееся ядро превращается в белый карлик.
6\. Белый карлик — остывшее ядро звезды, состоящее в основном из углерода и кислорода. Такие звёзды имеют малую массу и очень низкую светимость, они будут существовать ещё долгое время, пока не превратятся в чёрные дыры или нейтронные звёзды.
Таким образом, звёзды проходят через различные этапы своей эволюции от рождения до превращения в другие объекты, такие как белые карлики, нейтронные звёзды или чёрные дыры.

Давайте теперь подробно рассмотрим эволюцию трёх основных типов звёзд.

\*Эволюция красных карликов отличается от эволюции других звёзд. Вот основные этапы их развития:
1\. Формирование. Красные карлики образуются из холодных плотных облаков межзвёздного газа и пыли.
2\. Протозвезда. На этой стадии начинается гравитационный коллапс и сжатие протозвезды, сопровождающееся ростом температуры и плотности вещества.
3\. Главная последовательность. Когда в ядре звезды заканчивается водород, она переходит на стадию красного карлика. В этот период звезда находится на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рассела и светит благодаря термоядерным реакциям водорода в ядре.
4\. Красный гигант. Когда водород в ядре звезды заканчивается, она начинает расширяться и остывать, становясь более красной. На этой стадии красный карлик может поглотить планеты, находящиеся в зоне обитаемости.
5\. Планетарная туманность. Звезда сбрасывает внешние слои, образуя планетарную туманность, а оставшееся ядро превращается в белый карлик.
6\. Белый карлик. Остывшее ядро звезды, состоящее в основном из углерода и кислорода. Такие звёзды имеют малую массу и очень низкую светимость, они будут существовать ещё долгое время, пока не превратятся в чёрные дыры или нейтронные звёзды.
Красные карлики имеют массу до трети массы Солнца и температуру фотосферы до 3500 К. Они очень распространены во Вселенной и имеют длительный срок жизни — от десятков миллиардов до десятков триллионов лет.

\*Жёлтые карлики — это звёзды главной последовательности с массами от 0,9 до 1,1 массы Солнца и температурой поверхности от 5000 до 6000 K. Они занимают третье место по распространённости в галактике Млечный Путь и являются единственными звёздами, у которых обитаемая зона полностью совпадает с ультрафиолетовой обитаемой зоной.
Жёлтые карлики проходят через фазу интенсивной активности после своего образования, которая длится от нескольких миллионов до нескольких миллиардов лет. В течение этого периода звёзды вращаются гораздо быстрее, чем в последующие годы.
После Солнца ближайшей к Земле жёлтой карликовой звездой является Альфа Центавра A, расположенная на расстоянии 4,4 световых года от Земли.
Жёлтые карлики остаются на главной последовательности примерно 10 миллиардов лет, после чего начинают расширяться и превращаться в красные гиганты. Затем они сбрасывают свои внешние слои, оставляя после себя белые карлики.

\*Голубые гиганты — это яркие и горячие сверхгигантские звёзды, масса которых варьируется от 10 до 50 солнечных масс, а радиус может достигать 25 радиусов Солнца. Они возникают во время очень быстрого этапа эволюции и считаются редким явлением.
Большинство голубых гигантов образуются в результате слияния двух разных звёзд, связанных в бинарной системе. Слияние приводит к образованию новой звезды, которая живёт как голубой сверхгигант на протяжении второй по продолжительности фазы жизни звезды, когда в её ядре происходит горение гелия.
Исследования показывают, что слияния звёзд могут быть основным механизмом формирования голубых сверхгигантов. Это открытие ставит точку в давнем споре об их происхождении и подчёркивает важную роль звёздных слияний в формировании морфологии галактик и их звёздных популяций.

Теперь давайте подробно расмотрим звёзды, которые я вынес в отдельную группу.

\*Коричневые карлики — это субзвёздные объекты с массами от 0,012 до 0,0767 массы Солнца. Они формируются в протопланетных дисках на окраинах звёздных систем. На следующем этапе жизни коричневые карлики могут выбрасываться в окружающее пространство родительской звезды и становиться самостоятельными объектами.
Происхождение коричневых карликов схоже с планетарным. Они формируются путём аккреции вещества протопланетного диска на ядро. В отличие от звёзд главной последовательности, в коричневых карликах вклад в тепловыделение ядерных реакций слияния ядер водорода незначителен, и после исчерпания запасов лёгких элементов термоядерные реакции в их недрах прекращаются.
Вращение коричневых карликов быстрое, от часа до нескольких десятков часов на полный оборот. Они имеют однородное распределение химических элементов по глубине и теплоперенос осуществляется только за счёт турбулентной конвекции.
Минимальная температура поверхности коричневых карликов составляет от 300 до 3000 К, и они постоянно остывают на протяжении своей жизни. Время охлаждения зависит от массы карлика: чем крупнее карлик, тем медленнее он остывает.
Коричневые карлики интересны для астрономов, так как они занимают промежуточное положение между планетами и звёздами по своим свойствам.

\*Чёрные карлики — это остывшие и не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Они представляют собой конечную стадию эволюции белых карликов в отсутствие аккреции.
В настоящее время термин «чёрный карлик» в астрономической литературе не используется, так как эти объекты практически не встречаются из-за долгого процесса остывания белых карликов. Известные объекты, которые можно отнести к чёрным карликам, всё ещё достаточно горячи, поэтому они называются белыми карликами (WD).
Дальнейшая судьба чёрных карликов зависит от стабильности протона. Если протон распадается, то чёрные карлики испарятся через 10^32–10^49 лет. Если протон не распадается, то предел Чандрасекара для чёрных карликов будет постепенно понижаться, и через невообразимо большое количество времени некоторые из них смогут вспыхнуть сверхновой.
Остальные 99% менее массивных чёрных карликов никогда не смогут взорваться, и все их атомы постепенно превратятся в железо-56 благодаря квантовому туннелированию смежных ядер. Затем эти чёрные карлики станут железными звёздами и останутся в таком состоянии от 10^1026 до 10^1076 лет, после чего спонтанно сколлапсируют в чёрные дыры.

\*Нейтронные звёзды возникают в результате вспышек сверхновых звёзд. Любая звезда главной последовательности с начальной массой, более чем в 8 раз превышающей массу Солнца, может в процессе эволюции превратиться в нейтронную звезду.
По мере эволюции звезды в её недрах выгорает весь водород, и звезда сходит с главной последовательности. Некоторое время энерговыделение в звезде обеспечивается синтезом более тяжёлых ядер из ядер гелия, но этот синтез заканчивается после того, как все более лёгкие ядра превратятся в ядра с атомным номером, близким к атомному номеру железа.
Когда всё ядерное топливо в активной зоне израсходовано, активная зона поддерживается от гравитационного сжатия только давлением вырожденного электронного газа. При дальнейшем сжатии внешних слоёв звезды, где ещё продолжаются термоядерные реакции синтеза, по мере выгорания лёгких ядер сжатие ядра звезды увеличивается, и масса ядра звезды начинает превышать предел Чандрасекара.
Давление вырожденного электронного газа становится недостаточным для поддержания гидростатического равновесия, и ядро начинает быстро уплотняться, в результате чего его температура поднимается выше 5;10^9 K. При таких температурах происходит фотодиссоциация ядер железа на альфа-частицы под действием жёсткого гамма-излучения.
При последующем увеличении температуры происходит слияние электронов и протонов в нейтроны в процессе электронного захвата. В соответствии с законом сохранения лептонного заряда при этом образуется мощный поток электронных нейтрино.
Когда плотность звезды достигает ядерной плотности 4;10^17 кг/м^3, давление вырожденного нейтронного идеального газа Ферми — Дирака останавливает сжатие. Падение внешней оболочки звезды на нейтронное ядро останавливается, и она отбрасывается от ядра звезды потоком нейтрино, так как при очень высоких температурах в схлопывающейся оболочке вещество оболочки становится непрозрачным для нейтрино, при этом звезда превращается в сверхновую.
После рассеивания внешней оболочки от звезды остаётся звёздный остаток — нейтронная звезда. Если масса этого остатка превышает 3 M;, то коллапс звезды продолжается, и возникает чёрная дыра.
Эволюция нейтронной звезды проходит через несколько этапов после её образования. Вот основные этапы:
1\. Образование: после взрыва сверхновой звезды остаётся нейтронная звезда, состоящая в основном из нейтронов.
2\. Остывание: нейтронная звезда постепенно остывает, выделяя меньше тепла.
3\. Столкновения и аккреция: нейтронные звёзды могут сталкиваться друг с другом или поглощать материал из соседних систем, увеличивая свою массу.
4\. Ядерные силы: ядерные силы отталкивания поддерживают более массивные нейтронные звёзды, предотвращая их коллапс.
5\. Предел Толмана-Оппенгеймера-Волкова: если масса нейтронной звезды превышает определённый предел, давление вырождения нейтронов и ядерные силы становятся недостаточными для поддержания звезды, и она коллапсирует в чёрную дыру.
6\. Двойные системы: нейтронные звёзды в двойных системах могут подвергаться аккреции, испуская рентгеновские лучи и перерабатывая старые пульсары.
7\. Слияние: слияние двух нейтронных звёзд порождает гравитационные волны и может быть связано с килоновыми и кратковременными гамма-всплесками.

Заключение.

Изучение звёзд и их типов важно, потому что они являются основными объектами Вселенной и играют ключевую роль в различных областях науки и культуры. Звёзды помогают ориентироваться, служат источниками света и тепла, а также являются объектами астрономических исследований. Изучение звёзд позволяет лучше понять структуру и эволюцию Вселенной, искать внеземную жизнь и расширять наши знания о космосе.