Еволюція зір

Еволю́ція зір — зміна фізичних характеристик, хімічного складу та внутрішньої будови зорі із часом.

Еволюція зорі класу G на прикладі Сонця

Еволюція зорі

Протозоря

Докладніше у статті Протозоря

Зоря починає своє існування, як холодна, розріджена туманність міжзоряного газу. Потім ця туманність стискається, внаслідок тяжіння, і поступово набуває форму кулі. Під час стискання енергія гравітації частково перетворюється на теплову. Коли температура в центрі сягає близько 3 мільйонів К, починаються термоядерні реакції, в яких гідроген перетворюється на гелій. Стискання припиняється, коли виділення енергії в термоядерних реакціях повністю врівноважує витрати на випромінювання. Протозоря стає повноцінною зорею та опиняється на головній послідовності.

Головна послідовність

Докладніше у статті Головна послідовність

Енергія, що виділяється у термоядерних реакціях, підтримує випромінювання зорі та високий тиск у її надрах, який врівноважує тяжіння. У зір із масою до 1,2 M_☉ перетворення гідрогену на гелій відбувається переважно шляхом протон-протонного циклу, у масивніших зір - шляхом вуглецево-азотного циклу. Світність та ефективна температура зорі на головній послідовності змінюється дуже мало. Це найтриваліша стадія еволюції — тривалість усіх подальших стадій становить лише 10% від часу перебування на головній послідовності. Час перебування зорі на головній послідовності визначається її масою і може бути наближено подано формулою:

$\lg T_{Gp} = 9.9 - 3.8 \lg \frac{M}{M_{\odot}} + \lg^2 \frac{M}{M_{\odot}}$

Подальша доля зорі залежить від її маси. З погляду еволюції зорі поділяють на такі групи:

• зорі малої маси: $0{,}08 \leqslant \frac{M}{M_\bigodot} \leqslant (2 \div 2{,}3)$
• зорі проміжної маси - $(2 \div 2{,}3) \leqslant \frac{M}{M_\odot} \leqslant (8 \div 10)$
• масивні зорі - $\frac{M}{M_\odot} \geqslant (8 \div 10)$

Червоний гігант

Докладніше у статті Червоний гігант

Коли майже весь гідроген в ядрі перетворюється на гелій, його горіння продовжується у шарі на периферії ядра. Термоядерні реакції сповільнюються, зменшується температура та, відповідно, тиск у ядрі. Гідростатична рівновага порушується й під дією сил тяжіння відбувається стискання ядра. Це призводить до зростання його густини та температури. У цей період структура зорі змінюється. Її світність зростає, зовнішні шари розширюються, а температура поверхні зменшується. Зоря перетворюється на червоного гіганта.

Маса гелієвого ядра поступово зростає. Коли маса ядра сягне 0,4—0,5 M☉, а температура в ньому становитиме приблизно 100 мільйонів К, знову починаються термоядерні реакції, але вже за участі гелію.

Останні роки і загибель зір

Зорі малої маси

Наразі достеменно не відомо, що відбувається з легкими зорями після вичерпання запасів гелію^{[Джерело?]}. Сучасні теорії засновані лише на комп'ютерному моделюванні.

Деякі зорі можуть синтезувати гелій тільки в деяких активних центрах, що робить їх нестабільними і утворює сильний зоряний вітер^{[Джерело?]}. Після таких зір планетарна туманність не утворюється, а зоря просто випаровується в космічний простір і стає навіть меншою, ніж коричневий карлик^{[Джерело?]}.

Зорі, з масою менше, ніж 0,5 від сонячної не можуть синтезувати гелій після водню^{[Джерело?]}. Після припинення термоядерних реакцій, вони поступово остигаючи, будуть ще слабко випромінювати в інфрачервоному і мікрохвильовому спектрі.

Зорі середньої маси

Туманність Котяче Око — планетарна туманність, яка сформувалась після загибелі зірки, яка за масою була близькою до Сонця

У цих зір гелій перетворюється у вуглець. Від цього зовнішні шари зірки розширюються.

Зміни в розмірі енергії, яка випускається з зорі, заставляють пройти її через періоди нестабільності. Від цього втрачається багато газу, який багатий іншими елементами, крім гелію і вуглецю (наприклад, киснем).

Потім зоря перетворюється в білий карлик.

Зорі великої маси ^{[неавторитетне джерело]}

Після згорання гелію вага зір вагою понад 8 сонячних мас при стисненні виявляється достатньою для розігріву ядра і оболонки до температур, необхідних для запуску наступних реакцій нуклеосинтезу - вуглецю, потім кремнію, магнію - і так далі, у міру зростання ядерних мас. При цьому при початку кожної нової реакції в ядрі зірки попередня продовжується в її оболонці. Насправді, всі хімічні елементи аж до заліза, з яких складається Всесвіт, утворилися саме в результаті нуклеосинтезу в надрах вмираючих зірок цього типу. Але залізо - це межа, воно не може служити паливом для реакцій ядерного синтезу або розпаду ні при яких температурах і тисках, оскільки як для його розпаду, так і для додавання до нього додаткових нуклонів необхідний приплив зовнішньої енергії. В результаті масивна зірка поступово накопичує всередині себе залізне ядро, не здатне послужити паливом ні для яких подальших ядерних реакцій.

Як тільки температура і тиск усередині ядра досягають певного рівняШаблон:Якого?, електрони починають вступати у взаємодію з протонами ядер заліза, в результаті чого утворюються нейтрони. І за дуже короткий відрізок часу - деякіШаблон:Які? теоретики вважають, що на це йдуть лічені секунди, - вільні впродовж всієї попередньої еволюції зірки електрони буквально розчиняються в протонах ядер заліза, все речовина ядра зірки перетворюється на суцільний згусток нейтронів і починає стрімко стискатися в гравітаційному колапсі , оскільки протидіяти йому тиск виродженого електронного газу падає до нуля. Зовнішня оболонка зірки, з під якої виявляється вибита всяка опора, обрушується до центру. Енергія зіткнення обрушення зовнішньої оболонки з нейтронним ядром настільки висока, що вона з величезною швидкістю відскакує і розлітається на всі боки від ядра - і зірка буквально вибухає в сліпучою спалаху наднової зірки. За лічені секунди при спалаху наднової може виділитися в простір більше енергії, ніж виділяють за цей же час всі зірки галактики разом узяті.

Після спалаху наднової і розльоту оболонки у зірок масою порядку 10-30 сонячних мас триваючий гравітаційний колапс призводить до утворення нейтронної зірки, речовина якої стискається до тих пір, поки не починає давати про себе знати тиск вироджених нейтронів - іншими словами, тепер вже нейтрони (подібно того, як раніше це робили електрони) починають противитися подальшому стисненню, вимагаючи собі життєвого простору. Це зазвичай відбувається після досягнення зіркою розмірів близько 15 км у діаметрі. В результаті утворюється швидко обертається нейтронна зірка, що випускає електромагнітні імпульси з частотою її обертання; такі зірки називаються пульсарами. Нарешті, якщо маса ядра зірки перевищує 30 сонячних мас, ніщо не в силах зупинити її подальший гравітаційний колапс, і в результаті спалаху наднової утворюється чорна діра.

Див. також

• Білий карлик
• Червоний гігант

Посилання

• Еволюція зір // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів: ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — С. 142—144. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031)
• Російська Вікіпедія