ФОРМИРОВАНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД РАЗЛИЧНЫХ МАСС

Звёзды – это небесные тела, состоящие из водорода и гелия, которые под воздействием собственной гравитации настолько сжимаются материю, что формируются условия благоприятные для протекания термоядерных реакций в центральной их части. Звёзды генерируют потоки электромагнитного излучения в широком диапазоне длин волн.

Невозможно проследить весь жизненный путь звёзды, потому что даже самые короткоживущие звёзды существуют на протяжении сотен тысяч и миллионов лет. В течение таких промежутков времени изменение звёзды оказываются весьма ощутимыми. Это и называют ученые-астрономы звёздной эволюцией. Проследить её оказывается возможным путём сравнения характеристик схожих по массе объектов, имеющих разный возраст [1].

Масса – это самая главная характеристика для звезды. Эволюция звёзд и её скорость полностью связаны с массой, но некоторое влияние оказывает и химический состав. Звёзда может быть молодой по интервалу времени прошедшему от её формирования, но при этом эволюционно состарившейся. Дело в том, что усиленное выделения энергии, а следовательно и темп эволюции, очень быстро возрастает с массами звёзды. Поэтому у массивных звёзд потенциальное горючее сжигается намного интенсивнее, чем у маломассивных.

Различие темпов эволюции звёзд разных масс начинается уже при их формировании. Во вселенной есть разряженные облака межзвездного газа и пыли, размерами в сотни световых лет. Части этих облаков могут сжиматься собственными силами тяготениями. Скорость сжатия газа зависит от плотности материи и наличия магнитного поля. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газового агрегата возрастает. Из таких облаков рождаются звёзды. В силу радиальной симметрии гравитации эта масса принимает форму шара. При достижении этапа начала термоядерных реакций превращение водорода в гелий сжатие остановится. В таком состоянии звезды обнаруживаются на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Рассела. Дальнейшие критические изменения связаны с постепенным исчерпанием запасов водорода.

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела широко применяется астрономами для описания эволюционных изменений звёзд. К звездам главной последовательности относится Солнце, светимость которого принимают за единицу. Кроме главной последовательности на диаграмме выделяется ещё ряд известных семейств – классов светимости (рисунок 1) [2]. Большую часть жизни звезда проводит на главной последовательности. В этот период её цвет, температура, светимость и другие параметры почти не меняются. Однако, звёзды большой массы (сверхгиганты) щедро расходуют свою энергию, и эволюция таких звезд продолжается от единиц до сотен миллионов лет.

Рисунок 1 – Диаграмма Герцшпрунга – Рассела [2]

Стадии эволюции звёзды после главной последовательности гораздо короче. Близкие к Солнцу становятся при этом красными гигантами, а более массивные звёзды – красными сверхгигантами. И те и другие звёзды быстро увеличиваются в размере и светимости. Эти фазы эволюции также отражаются на диаграмме Герцшпрунга – Рассела. В 1911–1924 гг. астрономы Холм, Рассел, Герцшпрунг и Эддингтон установили, что для звёзд главной последовательности существует связь между светимостью L и массой М, и построили диаграмму масса – светимость (рисунок 2) [2]. Сущность этой зависимости в том, что чем больше масса, тем больше её светимость, то есть в каждой точке главной последовательности расположена звёзда определенной массы. Это соотношение позволяет определить массу звёзды по светимости, если мы уверены, что звёзда принадлежит главной последовательности.Закон масса-светимость эмпирически оформлен по данным исследования двойных звёзд. Применение законов небесной механики к ним позволяет определять массы звёзд, являющихся компонентами таких систем. Зная светимости этих звёзд, можно калибровать диаграмму, по одной оси которой откладывается масса, а по другой - светимость. Расположение звёзд главной последовательности на такой диаграмме показывает, что светимость увеличивается пропорционально кубу массы [4].

Рисунок 2 - Диаграмма «масса – светимость» [2]

Термоядерный механизм излучения звёзды качественно объясняет зависимость масса – светимость. Оказывается, при большей массе в недрах звёзды достигаются более высокие температуры. Вероятность реакций синтеза возрастает, соответственно выделяется больше энергии и увеличивается светимость звёзды. Используя диаграмму «масса – светимость», можно по светимости определять массы одиночных звёзд, для которых невозможно получить массу непосредственно из наблюдений.

Однако, как определять возраст звёзд? Для этого есть метод анализа диаграмм Герцшпрунга – Рессала, построенных для рассеянных и шаровых скоплений. Признаком возраста звезд скопления является положение точки поворота от главной последовательности к области красных гигантов или сверхгигантов. Так был найден предельно большой возраст шаровых скоплений и малый возраст рассеянных скоплений. Отсюда постепенно и стала вырисовываться возможность изучения эволюции звёзд различных масс.

На последней жизненной стадии звёздное ядро состоит из железа, а так же в нём присутствуют некоторые легкие элементы. Окружающий слой образован водородом, который обеспечивает энергию. Наступает момент, когда водород израсходуется и источник энергии иссякнет, в этот момент звёзда умирает, превращаясь в один из типов квазизвёздных объектов. Так на пути к угасанию обычная звезда проходит стадию белого карлика [5].

Полагают, что на стадии красного гиганта наше Солнце увеличится. Правда, Солнце станет красным гигантом примерно через 5 млрд. лет. Так что особых оснований для беспокойства у жителей Земли нет. Ведь солнечная система образовалась всего лишь 5 млрд. лет назад. При этом можно утверждать, что будут полностью уничтожены Венера и Меркурий, а также, скорее всего и Земля, так как при расширении красные гиганты увеличиваются в размерах в десятки и сотни раз. Затем внешние слои красного гиганта остынут и будут отброшены, оставив ядро звёзды – белый карлик, температура которого примерно будет равна температуре нынешнего Солнца, а вот размеры сопоставимы с размером Земли.

Литература

1. Энциклопедический словарь юного астронома, 2 издание,1986. – 336с.

2. http://www.astrogalaxy.ru/

3. Электронная энциклопедия – Википедия

4. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии, М.: Едиториал УРСС, 2 издание, 2004. – 544 с

5. Шкловский И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть, М.: Наука, 1984. – 384 с