Жизненный цикл звезд. Жизненный цикл звезды - описание, схема и интересные факты

Звезда -- небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Звезды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Образующиеся из газово-пылевой среды (водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами кельвинов, а на их поверхности -- тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Звезды - это огромные объекты, шаровидной формы, состоящие из гелия и водорода, а также других газов. Энергия звезды содержится в ее ядре, где ежесекундно гелий взаимодействует с водородом. Как все органическое в нашей вселенной, звезды возникают, развиваются, изменяются и исчезают - этот процесс занимает миллиарды лет и называется процессом «Эволюции звезд».

1. Эволюция звезд

Эволюция звезд -- последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. Звезда начинает свою жизнь как холодное разряжённое облако межзвёздного газа (разряженная газовая среда, заполняющая всё пространство между звёздами), сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации (универсальное фундаментальное взаимодействие между всеми материальными телами) переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной -- в ней доминируют реакции водородного цикла. В таком состоянии он пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга -- Расселла (рис. 1) (показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды, 1910 год), пока не закончатся запасы топлива в его ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии. В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается -- звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий -- в углерод, углерод -- в кислород, кислород -- в кремний, и наконец -- кремний в железо).

2. Термоядерный синтез в недрах звезд

К 1939 году было установлено, что источником звёздной энергии является термоядерный синтез, происходящий в недрах звёзд. Большинство звёзд излучаются потому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Это превращение может идти двумя основными путями, называемыми протон-протонным, или p-p-циклом, и углеродно-азотным, или CN-циклом. В маломассивных звёздах энерговыделение в основном обеспечивается первым циклом, в тяжёлых -- вторым. Запас ядерного топлива в звезде ограничен и постоянно тратится на излучение. Процесс термоядерного синтеза, выделяющий энергию и изменяющий состав вещества звезды, в сочетании с гравитацией, стремящейся сжать звезду и тоже высвобождающей энергию, а также с излучением с поверхности, уносящим выделяемую энергию, являются основными движущими силами звёздной эволюции. Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см?. Молекулярное облако имеет плотность около миллиона молекул на см?. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000--10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике. Пока облако свободно вращается вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нем могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают гравитационный коллапс облака. Один из сценариев, приводящих к этому -- столкновение двух облаков. Другим событием, вызывающим коллапс, может быть прохождением облака через плотный рукав спиральной галактики. Также критическим фактором может стать взрыв близлежащей сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения. В общем, любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут инициировать процесс образования звезды. Из-за возникших неоднородностей давление молекулярного газа больше не может препятствовать дальнейшему сжатию, и газ начинает под действием сил гравитационного притяжения собираться вокруг центра будущей звезды. Половина высвобождающейся гравитационной энергии уходит на нагрев облака, а половина -- на световое излучение. В облаках же давление и плотность нарастают к центру, и коллапс центральной части происходит быстрее, нежели периферии. По мере сжатия длина свободного пробега фотонов уменьшается, и облако становится всё менее прозрачным для собственного излучения. Это приводит к более быстрому росту температуры и ещё более быстрому росту давления. В итоге градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро, массой порядка 1 % от массы облака. Этот момент невидим. Дальнейшая эволюция протозвезды - это аккреция продолжающего падать на «поверхность» ядра вещества, которое за счет этого растет в размерах. Масса свободно перемещающегося в облаке вещества исчерпывается, и звезда становится видимой в оптическом диапазоне. Этот момент считается концом протозвёздной фазы и началом фазы молодой звезды. Процесс формирования звёзд можно описать единым образом, но последующие стадии развития звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце звёздной эволюции свою роль может сыграть химический состав.

3. Середина жизненного цикла звезды

Среди звёзд встречается широкое многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе -- от 0,0767 до более чем 200 солнечных масс. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется массой. Все новые звёзды «занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе. Речь идёт не о физическом перемещении звезды -- только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. Фактически, перемещение звезды по диаграмме отвечает лишь изменению параметров звезды. Маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности сотни миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты уйдут с главной последовательности уже через несколько миллионов лет после формирования. Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность. По прошествии определенного времени -- от миллиона до десятков миллиардов лет, в зависимости от начальной массы -- звезда истощает водородные ресурсы ядра. В больших и горячих звёздах это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких и более холодных. Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций. Без давления, возникавшего в ходе этих реакций и уравновешивавшего собственное гравитационное притяжение звезды, звезда снова начинает сжатие, как уже было раньше, в процессе ее формирования. Температура и давление снова повышаются, но, в отличие от стадии протозвезды, до более высокого уровня. Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия. Возобновившееся на новом уровне термоядерное горение вещества становится причиной чудовищного расширения звезды. Звезда «разрыхляется», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Таким образом, звезда становится красным гигантом, а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами. То, что происходит в дальнейшем, вновь зависит от массы звезды.

4. Поздние годы и гибель звезд

Старые звёзды с малой массой

На сегодняшний день достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода. Поскольку возраст вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в таких звёздах, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах. Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных зонах, что вызывает их нестабильность и сильные звёздные ветры. В этом случае образования планетарной туманности не происходит, а звезда лишь испаряется, становясь даже меньше, чем коричневый карлик. Звезды с массой менее 0,5 солнечной не в состоянии преобразовывать гелий даже после того, как в ядре прекратятся реакции с участием водорода -- их масса слишком мала для того, чтобы обеспечить новую фазу гравитационного сжатия до той степени, которая инициирует «возгорание» гелия. К таким звёздам относятся красные карлики, такие как Проксима Центавра, срок пребывания которых на главной последовательности составляет от десятков миллиардов до десятков триллионов лет. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.

Звёзды среднего размера

При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта в ее ядре заканчивается водород и начинаются реакции синтеза углерода из гелия. Этот процесс идет при более высоких температурах и поэтому поток энергии от ядра увеличивается, что приводит к тому, что внешние слои звезды начинают расширяться. Начавшийся синтез углерода знаменует новый этап в жизни звезды и продолжается некоторое время. Для звезды по размеру схожей с Солнцем, этот процесс может занять около миллиарда лет. Изменения в величине испускаемой энергии заставляют звезду пройти через периоды нестабильности, включающие в себя перемены в размере, температуре поверхности и выпуске энергии. Выпуск энергии смещается в сторону низкочастотного излучения. Все это сопровождается нарастающей потерей массы вследствие сильных звёздных ветров и интенсивных пульсаций. Звёзды, находящиеся в этой фазе, получили название звёзд позднего типа, OH-IR звёзд или Мира-подобных звёзд, в зависимости от их точных характеристик. Выбрасываемый газ относительно богат тяжёлыми элементами, производимыми в недрах звезды, такими как кислород и углерод. Газ образует расширяющуюся оболочку и охлаждается по мере удаления от звезды, делая возможным образование частиц пыли и молекул. При сильном инфракрасном излучении центральной звезды в таких оболочках формируются идеальные условия для активизации мазеров. Реакции сжигания гелия очень чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают сильнейшие пульсации, которые, в конечном итоге, сообщают внешним слоям достаточное ускорение, чтобы быть сброшенными и превратиться в планетарную туманность. В центре туманности остаётся оголенное ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, и оно, остывая, превращается в гелиевый белый карлик, как правило, имеющий массу до 0,5-0,6 солнечных и диаметр порядка диаметра Земли.

Белые карлики

Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает серьезную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга -- Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды); в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара -- как нейтронная звезда (пульсар); если же масса превышает предел Оппенгеймера -- Волкова -- как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями вспышками сверхновых. Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой. У звезд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может остановить дальнейшее сжатие ядра, и электроны начинают «вдавливаться» в атомные ядра, что приводит к превращению протонов в нейтроны, между которыми не существует сил электростатического отталкивания. Такая нейтронизация вещества приводит к тому, что размер звезды, которая, фактически, представляет теперь одно огромное атомное ядро, измеряется несколькими километрами, а плотность в 100 млн. раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой.

Сверхмассивные звёзды

После того, как звезда с массой большей, чем пять солнечных, входит в стадию красного сверхгиганта, ее ядро под действием сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия увеличиваются температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются все более тяжёлые элементы: гелий, углерод, кислород, кремний и железо, что временно сдерживает коллапс ядра. В конечном итоге, по мере образования всё более тяжёлых элементов периодической системы, из кремния синтезируется железо-56. На этом этапе дальнейший термоядерный синтез становится невозможен, поскольку ядро железа-56 обладает максимальным дефектом массы и образование более тяжёлых ядер с выделением энергии невозможно. Поэтому когда железное ядро звезды достигает определённого размера, то давление в нём уже не в состоянии противостоять тяжести наружных слоев звезды, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества. То, что происходит в дальнейшем, пока неясно до конца, но, в любом случае, происходящие процессы в считанные секунды приводят к взрыву сверхновой звезды невероятной силы. Сопутствующий этому всплеск нейтрино провоцирует ударную волну. Сильные струи нейтрино и вращающееся магнитное поле выталкивают большую часть накопленного звездой материала -- так называемые рассадочные элементы, включая железо и более лёгкие элементы. Разлетающаяся материя бомбардируется вырываемыми из ядра нейтронами, захватывая их и тем самым создавая набор элементов тяжелее железа, включая радиоактивные, вплоть до урана (а возможно, даже до калифорния). Таким образом, взрывы сверхновых объясняют наличие в межзвёздном веществе элементов тяжелее железа, что, однако, не является единственно возможным способом их образования, к примеру, это демонстрируют технециевые звёзды. Взрывная волна и струи нейтрино уносят вещество прочь от умирающей звезды в межзвёздное пространство. В последующем, остывая и перемещаясь по космосу, этот материал сверхновой может столкнуться с другим космическим «мусором», и возможно, участвовать в образовании новых звёзд, планет или спутников. Процессы, протекающие при образовании сверхновой, до сих пор изучаются, и пока в этом вопросе нет ясности. Также под вопросом остается момент, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта: нейтронные звезды и чёрные дыры.

Нейтронные звёзды

Известно, что в некоторых сверхновых сильная гравитация в недрах сверхгиганта заставляет электроны поглотиться атомным ядром, где они, сливаясь с протонами, образуют нейтроны. Этот процесс называется нейтронизацией. Электромагнитные силы, разделяющие близлежащие ядра, исчезают. Ядро звезды теперь представляет собой плотный шар из атомных ядер и отдельных нейтронов. Такие звёзды, известные, как нейтронные звёзды, чрезвычайно малы -- не более размера крупного города, и имеют невообразимо высокую плотность. Период их обращения становится чрезвычайно мал, по мере уменьшения размера звезды (благодаря сохранению момента импульса). Некоторые совершают 600 оборотов в секунду. У некоторых из них угол между вектором излучения и осью вращения может быть таким, что Земля попадает в конус, образуемый этим излучением; в этом случае можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звёзды получили название «пульсары», и стали первыми открытыми нейтронными звёздами.

Чёрные дыры

Далеко не все сверхновые становятся нейтронными звёздами. Если звезда обладает достаточно большой массой, то коллапс звезды продолжится, и сами нейтроны начнут обрушиваться внутрь, пока её радиус не станет меньше Шварцшильдовского. После этого звезда становится чёрной дырой. Существование чёрных дыр было предсказано общей теорией относительности. Согласно этой теории, материя и информация не может покидать чёрную дыру ни при каких условиях. Тем не менее, квантовая механика, вероятно, делает возможными исключения из этого правила. Остаётся ряд открытых вопросов. Главный среди них: «А есть ли чёрные дыры вообще?». Ведь чтобы сказать точно, что данный объект -- это чёрная дыра, необходимо наблюдать его горизонт событий. Это невозможно сугубо по определению горизонта, но с помощью радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой можно определить метрику вблизи объекта, а также зафиксировать быструю, миллисекундную переменность. Эти свойства, наблюдаемые у одного объекта, должны окончательно доказать существование чёрных дыр.

Рассмотрим кратко основные этапы эволюции звезд.

Изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезды со временем.

Фрагментация вещества. .

Предполагается, что звезды образуются при гравитационном сжатии фрагментов газопылевого облака. Так, местами звездообразования могут являться так называемые глобулы.

Глобула - плотное непрозрачное молекулярно-пылевое (газопылевое) межзвездное облако, которое наблюдается на фоне светящихся облаков газа и пыли в виде темного круглого образования. Состоит преимущественно из молекулярного водорода (H 2) и гелия ( He ) с примесью молекул других газов и твердых межзвездных пылинок. Температура газа в глобуле (в основном, температура молекулярного водорода) T ≈ 10 ÷ 50К, средняя плотность n ~ 10 5 частиц/см 3 , что на несколько порядков больше, нежели в самых плотных обычных газопылевых облаках, диаметр D ~ 0,1 ÷ 1 . Масса глобул М ≤ 10 2 × M ⊙ . В некоторых глобулах наблюдаются молодые типа T Тельца.

Облако сжимается под действием собственной гравитации из-за гравитационной неустойчивости, которая может возникнуть либо самопроизвольно, либо как результат взаимодействия облака с ударной волной от сверхзвукового потока звездного ветра от находящегося неподалеку другого источника звездообразования. Возможны и другие причины возникновения гравитационной неустойчивости.

Теоретические исследования показывают, что в условиях, которые существуют в обычных молекулярных облаках (T ≈ 10 ÷ 30К и n ~ 10 2 частиц/см 3), первоначальное может происходить в объемах облака с массой М ≥ 10 3 × M ⊙ . В таком сжимающемся облаке возможен дальнейший распад на менее массивные фрагменты, каждый из которых будет также сжиматься под действием собственной гравитации. Наблюдения показывают, что в Галактике в процессе звездообразования рождается не одна , а группа звезд с разными массами, например, рассеянное звездное скопление.

При сжатии в центральных районах облака плотность возрастает, в результате чего наступает момент, когда вещество этой части облака становится непрозрачным к собственному излучению. В недрах облака возникает устойчивое плотное сгущение, которое астрономы называют ой.

Фрагментация вещества – распад молекулярно-пылевого облака на более ме ие части, дальнейшее которых приводит к появлению .

– астрономический объект, находящийся в стадии , из которого спустя некоторое время (для солнечной массы это время T ~ 10 8 лет) образуется нормальная .

При дальнейшем падении вещества из газовой оболочки на ядро (аккреция) масса последнего, а следовательно, температура и увеличиваются настолько, что газовое и лучистое давление сравниваются с силами . Сжатие ядра останавливается. Формирующаяся окружена непрозрачной для оптического излучения газопылевой оболочкой, пропускающей наружу лишь инфракрасное и более длинноволновое излучение. Такой объект ( -кокон) наблюдается как мощный источник радио и инфракрасного излучений.

При дальнейшем росте массы и температуры ядра световое давление останавливает аккрецию, а остатки оболочки рассеиваются в космическом пространстве. Появляется молодая , физические характеристики которой зависят от ее массы и начального химического состава.

Основным источником энергии рождающейся звезды является, по-видимому, энергия, высвобождающаяся при гравитационном сжатии. Это предположение следует из теоремы вириала: в стационарной системе сумма потенциальной энергии E п всех членов системы и удвоенной кинетической энергии 2 E к этих членов равна нулю:

E п + 2 E к = 0. (39)

Теорема справедлива для систем частиц, движущихся в ограниченной области пространства под действием сил, величина которых обратно пропорциональна квадрату расстояния между частицами. Отсюда следует, что тепловая (кинетическая) энергия равна половине гравитационной (потенциальной) энергии. При сжатии звезды полная энергия звезды уменьшается, при этом уменьшается гравитационная энергия: половина изменения гравитационной энергии уходит от звезды через излучение, за счет второй половины увеличивается тепловая энергия звезды.

Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца), находящиеся на подходе к главной последовательности, полностью конвективны; процесс конвекции охватывает все области светила. Это ещё по сути протозвёзды, в центре которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит, в основном, из-за . Пока ещё не установлено, звезды убывает при неизменной эффективной температуре. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела такие звёзды формируют почти вертикальный трек, называемый треком Хаяши. По мере замедления сжатия молодая приближается к главной последовательности.

По мере сжатия звезды начинает увеличиваться давление вырожденного электронного газа и при достижении определённого радиуса звезды сжатие останавливается, что приводит к остановке дальнейшего роста центральной температуры, вызываемого сжатием, а затем и к её понижению. Для звёзд меньше 0,0767 масс Солнца этого не происходит: выделяющейся в ходе ядерных реакций энергии никогда не хватит, чтобы уравновесить внутреннее давление и . Такие «недозвёзды» излучают энергии больше, чем образуется в ходе ядерных реакций, и относятся к так называемым ; их судьба - это постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, и, затем, постепенное остывание с прекращением всех начавшихся ядерных реакций .

Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 массы Солнца) качественно эволюционируют точно так же, как и их меньшие сестры, за тем исключением, что в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.

Звезды с массой больше 8 солнечных масс уже обладают характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные стадии и смогли достичь такой скорости ядерных реакций, чтобы они компенсировали потери энергии на излучение, пока накапливалась масса ядра. У этих звёзд истечение массы и настолько велики, что не просто останавливают коллапсирование ещё не ставших частью звезды внешних областей молекулярного облака, но, наоборот, отта ивает их прочь. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака.

Главная последовательность

Температура звезды растет, пока в центральных областях не достигнет значений, достаточных для включения термоядерных реакций, которые затем становятся главным источником энергии звезды. Для массивных звезд ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) – это «сгорание» водорода в углеродном цикле; для звезд с массой, равной или меньшей массы Солнца, энергия выделяется в протон-протонной реакции. переходит в стадию равновесия и занимает свое место на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела: у звезды большой массы температура в ядре очень высокая ( T ≥ 3 × 10 7 K ), выработка энергии весьма интенсивна, – на главной последовательности занимает место выше Солнца в области ранних ( O … A , (F )); у звезды небольшой массы температура в ядре сравнительно невысока ( T ≤ 1,5 × 10 7 K ), выработка энергии не столь интенсивна, – на главной последовательности занимает место рядом или ниже Солнца в области поздних (( F ), G , K , M ).

На главной последовательности проводит до 90% времени, отпущенного природой на ее существование. Время нахождения звезды на стадии главной последовательности также зависит от массы. Так, с массой M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O или B находится в стадии главной последовательности около 10 7 лет, в то время как красный карлик K 5 с массой M ≈ 0,5 × M ⊙ находится в стадии главной последовательности около 10 11 лет, то есть время, сравнимое с возрастом Галактики. Массивные горячие звезды быстро переходят в следующие этапы эволюции, холодные карлики находятся в стадии главной последовательности все время существования Галактики. Можно предположить, что красные карлики являются основным типом населения Галактики.

Красный гигант (сверхгигант).

Быстрое выгорание водорода в центральных районах массивных звезд приводит к появлению у них гелиевого ядра. При доле массы водорода в несколько процентов в ядре практически полностью прекращается углеродная реакция превращения водорода в гелий. Ядро сжимается, что приводит к увеличению его температуры. В результате разогрева, вызванного гравитационным сжатием гелиевого ядра, «загорается» водород и начинается энерговыделение в тонком слое, расположенном между ядром и протяженной оболочкой звезды. Оболочка расширяется, радиус звезды увеличивается, эффективная температура уменьшается, растет. «уходит» с главной последовательности и переходит в следующую стадию эволюции – в стадию красного гиганта или, если масса звезды M > 10 × M ⊙ , в стадию красного сверхгиганта.

С ростом температуры и плотности в ядре начинает «гореть» гелий. При T ~ 2 × 10 8 K и r ~ 10 3 ¸ 10 4 г/см 3 начинается термоядерная реакция, которая называется тройным a -процессом: из трех a -частиц (ядер гелия 4 He ) образуется одно устойчивое ядро углерода 12 C . При массе ядра звезды M < 1,4 × M ⊙ тройной a -процесс приводит к взрывному характеру энерговыделения - гелиевой вспышке, которая для конкретной звезды может повторяться неоднократно.

В центральных областях массивных звезд, находящихся в стадии гиганта или сверхгиганта, увеличение температуры приводит к последовательному образованию углеродного, углеродно-кислородного и кислородного ядер. После выгорания углерода наступают реакции, в результате которых образуются более тяжелые химические элементы, возможно и ядра железа. Дальнейшая эволюция массивной звезды может привести к сбросу оболочки, вспышке звезды как Новой или , с последующим образованием объектов, которые являются заключительной стадией эволюции звезд: белого карлика, нейтронной звезды или черной дыры.

Завершающая стадия эволюции – стадия эволюции всех нормальных звезд после исчерпания этими ми термоядерного горючего; прекращение термоядерных реакций как источника энергии звезды; переход звезды в зависимости от ее массы в стадию белого карлика, или черной дыры.

Белые карлики - последняя стадия эволюции всех нормальных звезд с массой M < 3 ÷ 5 × M ⊙ после исчерпания этими ми термоядерного горючего. Пройдя стадию красного гиганта (или субгиганта), такая сбрасывает оболочку и оголяет ядро, которое, остывая, и становится белым карликом. Небольшой радиус (R б.к ~ 10 -2 × R ⊙ ) и белый или бело-голубой цвет (T б.к ~ 10 4 К) определили название этого класса астрономических объектов. Масса белого карлика всегда меньше 1,4 × M ⊙ - доказано, что белые карлики с большими массами существовать не могут. При массе, сравнимой с массой Солнца, и размерах, сравнимых с размерами больших планет Солнечной системы, белые карлики обладают огромной средней плотностью: ρ б.к ~ 10 6 г/см 3 , то есть гирька объемом 1 см 3 вещества белого карлика весит тонну! Ускорение свободного падения на поверхности g б.к ~ 10 8 см/с 2 (сравни с ускорением на поверхности Земли - g з ≈ 980 см/с 2). При такой гравитационной нагрузке на внутренние области звезды равновесное состояние белого карлика поддерживается давлением вырожденного газа (в основном, вырожденного электронного газа, так как вклад ионной компоненты мал). Напомним, что вырожденным называется газ, в котором отсутствует максвелловское распределение частиц по скоростям. В таком газе при определенных значениях температуры и плотности число частиц (электронов), имеющих любую скорость в пределах от v = 0 до v = v max , будет одинаковым. v max определяется плотностью и температурой газа. При массе белого карлика M б.к > 1,4 × M ⊙ максимальная скорость электронов в газе сравнима со скоростью света, вырожденный газ становится релятивистским и его давление уже неспособно противостоять гравитационному сжатию. Радиус карлика стремится к нулю - “схлопывается” в точку.

Тонкие горячие атмосферы белых карликов состоят либо из водорода, при этом других элементов в атмосфере практически не обнаруживается; либо из гелия, при этом водорода в атмосфере в сотни тысяч раз меньше, нежели в атмосферах нормальных звезд. По виду спектра белые карлики относятся к спектральным классам O, B, A, F. Чтобы “отличить” белые карлики от нормальных звезд, перед обозначением ставится буква D (DOVII, DBVII и т.д. D - первая буква в английском слове Degenerate - вырожденный). Источником излучения белого карлика является запас тепловой энергии, который белый карлик получил, будучи ядром звезды-родительницы. Многие белые карлики получили в наследство от родительницы и сильное магнитное поле, напряженность которого H ~ 10 8 Э. Полагают, что число белых карликов составляет около 10% от общего числа звезд Галактики.

На рис. 15 приведена фотография Сириуса - ярчайшей звезды неба (α Большого Пса; m v = -1 m ,46; класс A1V). Видимый на снимке диск является следствием фотографической иррадиации и дифракции света на объективе телескопа, то есть диск самой звезды на фотографии не разрешается. Лучи, идущие от фотографического диска Сириуса, - следы искажения волнового фронта светового потока на элементах оптики телескопа. Сириус находится на расстоянии 2,64 от Солнца, свет от Сириуса идет до Земли 8,6 лет - таким образом, это одна из самых близких к Солнцу звезд. Сириус в 2,2 раза массивнее Солнца; его M v = +1 m ,43, то есть наш сосед излучает энергии в 23 раза больше, нежели Солнце.

Уникальность фотографии заключается в том, что вместе с изображением Сириуса удалось получить изображение его спутника – спутник яркой точкой “светится” слева от Сириуса. Сириус – телескопически : сам Сириус обозначается буквой А, а его спутник буквой В. Видимая звездная величина Сириуса В m v = +8 m ,43, то есть он почти в 10 000 раз слабее Сириуса А. Масса Сириуса В почти точно равна массе Солнца, радиус около 0,01 радиуса Солнца, температура поверхности около 12000К, однако излучает Сириус В в 400 раз меньше Солнца. Сириус В - типичный белый карлик. Более того, это первый белый карлик, обнаруженный, кстати, Альвеном Кларком в 1862 г при визуальном наблюдении в телескоп.

Сириус А и Сириус В обращаются вокруг общего с периодом 50 лет; расстояние между компонентами А и В всего 20 а.е.

По меткому замечанию В.М.Липунова, ““вызревают” внутри массивных звезд (с массой более 10 × M ⊙ )”. Ядра звезд, эволюционирующих в нейтронную звезду, имеют 1,4 × M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; после того, как иссякнут источники термоядерных реакций и -родительница вспышкой сбросит значительную часть вещества, эти ядра станут самостоятельными объектами звездного мира, обладающими весьма специфическими характеристиками. Сжатие ядра звезды-родительницы останавливается при плотности, сравнимой с ядерной (ρ н . з ~ 10 14 ÷ 10 15 г/см 3). При таких массе и плотности радиус родившейся всего 10 состоит из трех слоев. Наружный слой (или внешняя кора) образован кристаллической решеткой из атомных ядер железа ( Fe ) с возможной небольшой примесью атомных ядер других металлов; толщина внешней коры всего около 600 м при радиусе 10 км. Под внешней корой находится еще одна внутренняя твердая кора, состоящая из атомов железа ( Fe ), но эти атомы переобогащены нейтронами. Толщина этой коры ≈ 2 км. Внутренняя кора граничит с жидким нейтронным ядром, физические процессы в котором определяются замечательными свойствами нейтронной жидкости - сверхтекучестью и, при наличии в ней свободных электронов и протонов, сверхпроводимостью. Возможно, что в самом центре вещество может содержать мезоны и гипероны.

Быстро вращаются вокруг оси - от одного до сотен оборотов в секунду. Такое вращение при наличии магнитного поля ( H ~ 10 13 ÷ 10 15 Э) часто приводит к наблюдаемому эффекту пульсации излучения звезды в разных диапазонах электромагнитных волн. Один из таких пульсаров мы видели внутри Крабовидной туманности.

Общее число скорость вращения уже недостаточна для эжекции частиц, поэтому такая не может быть радиопульсаром. Однако она всё ещё велика, и захваченная магнитным полем окружающая нейтронную звезду не может упасть, то есть аккреция вещества не происходи.

Аккретор (рентгеновский пульсар). Скорость вращения снижается до такой степени, что веществу теперь ничего не мешает падать на такую нейтронную звезду. Плазма, падая, движется по линиям магнитного поля и ударяется о твёрдую поверхность в районе полюсов , разогреваясь до десятков миллионов градусов. Вещество, нагретое до столь высоких температур, светится в рентгеновском диапазоне. Область, в которой происходит сто новение падающего вещества с поверхностью звезды, очень мала - всего около 100 метров. Это горячее пятно из-за вращения звезды периодически пропадает из вида, что наблюдатель воспринимает как пульсации. Такие объекты называются рентгеновскими пульсарами.

Георотатор. Скорость вращения таких нейтронных звёзд мала и не препятствует аккреции. Но размеры магнитосферы таковы, что плазма останавливается магнитным полем раньше, чем она будет захвачена гравитацией.

Если является компонентой тесной двойной системы, то происходит “перекачка” вещества от нормальной звезды (второй компоненты) на нейтронную. Масса может превысить критическую (M > 3 × M ⊙ ), тогда нарушается гравитационная устойчивость звезды, уже ничто не может противостоять гравитационному сжатию, и “уходит” под свой гравитационный радиус

r g = 2 × G × M/c 2 , (40)

превращаясь в “черную дыру“. В приведенной формуле для r g: M - масса звезды, c - скорость света, G - гравитационная постоянная.

Черная дыра - объект, поле тяготения которого настолько велико, что ни частица, ни фотон, ни любое материальное тело не могут достигнуть второй космической скорости и вырваться во внешнее пространство.

Черная дыра является сингулярным объектом в том смысле, что характер протекания физических процессов внутри ее пока недоступен теоретическому описанию. Существование черных дыр следует из теоретических соображений, реально они могут находиться в центральных районах шаровых скоплений, квазаров, гигантских галактик, в том числе, и в центре Нашей галактики.

> Жизненный цикл звезды

Описание жизни и смерти звезд : этапы развития с фото, молекулярные облака, протозвезда, T Тельца, главная последовательность, красный гигант, белый карлик.

Все в этом мире развивается. Любой цикл начинается с рождения, роста и завершается смертью. Конечно, у звезд эти циклы проходят по-особенному. Вспомним хотя бы, что временные рамки у них более масштабные и измеряются миллионами и миллиардами лет. Кроме того, их смерть несет определенные последствия. Как же выглядит жизненный цикл звезд ?

Первый жизненный цикл звезды: Молекулярные облака

Начнем с рождения звезды. Представьте себе огромное облако холодного молекулярного газа, которое может спокойно существовать во Вселенной без всяких изменений. Но вдруг недалеко от него взрывается сверхновая или же оно наталкивается на другое облако. Из-за такого толчка активируется процесс разрушения. Оно делится на небольшие части, каждая их которых втягивается в себя. Как вы уже поняли, все эти кучки готовятся стать звездами. Гравитация накаляет температуру, а сохраненный импульс поддерживает процесс вращения. Нижняя схема наглядно демонстрирует цикл звезд (жизнь, этапы развития, варианты трансформации и смерть небесного тела с фото).

Второй жизненный цикл звезды: Протозвезда

Материал сгущается плотнее, нагревается и отталкивается от гравитационного коллапса. Такой объект называют протозвездой, вокруг которого формируется диск материала. Часть притягивается к объекту, увеличивая его массу. Остальные же обломки сгруппируются и создадут планетарную систему. Дальше развитие звезды все зависит от массы.

Третий жизненный цикл звезды: Т Тельца

При попадании материала на звезду, высвобождается огромное количество энергии. Новый звездный этап назвали в честь прототипа – Т Тельца. Это переменная звезда, расположенная в 600 световых годах (недалеко от ).

Она может достигать большой яркости, потому что материал разрушается и освобождает энергию. Но в центральной части не хватает температуры, чтобы поддерживать ядерный синтез. Эта фаза длится 100 миллионов лет.

Четвертый жизненный цикл звезды: Главная последовательность

В определенный момент температура небесного тела поднимается к необходимой отметке, активируя ядерный синтез. Через это проходят все звезды. Водород трансформируется в гелий, выделяя огромный тепловой запас и энергию.

Энергия высвобождается как гамма-лучи, но из-за медленного движение звезды она падает с длиной волны. Свет выталкивается наружу и вступает в конфронтацию с гравитацией. Можно считать, что здесь создается идеальное равновесие.

Сколько она пробудет в главной последовательности? Нужно исходить из массы звезды. Красные карлики (половина солнечной массы) способны тратить топливный запас сотни миллиардов (триллионы) лет. Средние звезды (как ) живут 10-15 миллиардов. А вот наиболее крупные – миллиарды или миллионы лет. Посмотрите, как выглядит эволюция и смерть звезд различных классов на схеме.

Пятый жизненный цикл звезды: Красный гигант

В процессе плавления водород заканчивается, а гелий накапливается. Когда водорода совсем не остается, все ядреные реакции замирают, и звезда начинает сжиматься из-за силы тяжести. Водородная оболочка вокруг ядра нагревается и зажигается, заставляя объект вырастать в 1000-10000 раз. В определенный момент и наше Солнце повторит эту судьбу, увеличившись до земной орбиты.

Температура и давление достигают максимума, и гелий сплавляется в углерод. В этой точке звезда сжимается и перестает быть красным гигантом. При большей массивности объект будет сжигать другие тяжелые элементы.

Шестой жизненный цикл звезды: Белый карлик

Звезда с солнечной массой не располагает достаточным гравитационным давлением, чтобы сплавить углерод. Поэтому смерть наступает с окончанием гелия. Происходит выброс внешних слоев и появляется белый карлик. Сначала он горячий, но через сотни миллиардов лет остынет.

Звезды, как и люди, могут быть новорожденными, молодыми, старыми. Каждый миг умирают одни звезды и образуются другие. Обычно самые юные из них похожи на Солнце. Они находятся на стадии формирования и фактически представляют собой протозвезды. Астрономы называют их звездами типа Т - Тельца, по имени своего прототипа. По своим свойствам - например, светимости - протозвезды являются переменными, поскольку их существование еще не вошло в стабильную фазу. Вокруг многих из них находится большое количество материи. От звезд типа Т исходят мощные ветровые потоки.

Протозвезды: начало жизненного цикла

Если на поверхность протозвезды падает вещество, оно быстро сгорает и превращается в тепло. Как следствие, температура протозвезд постоянно увеличивается. Когда она поднимается настолько, что в центре звезды запускаются ядерные реакции, протозвезда обретает статус обыкновенной. С началом протекания ядерных реакций у звезды появляется постоянный источник энергии, который поддерживает ее жизнедеятельность в течение длительного времени. Насколько долгой будет жизненный цикл звезды во Вселенной, зависит от ее первоначального размера. Однако считается, что у звезд, диаметром с Солнце, энергии хватит на то, чтобы безбедно существовать в течение приблизительно 10 млрд лет. Несмотря на это, случается и так, что даже более массивные звезды живут всего лишь несколько миллионов лет. Это происходит по причине того, что сжигают они свое топливо гораздо быстрее.

Звезды нормальных размеров

Каждая из звезд представляет собой сгустки горячего газа. В их глубинах постоянно происходит процесс выработки ядерной энергии. Однако не все звезды похожи на Солнце. Одно из главных различий заключается в цвете. Звезды бывают не только желтыми, но и синеватыми, красноватыми.

Яркость и светимость

Различаются они и по таким признакам, как блеск, яркость. То, насколько яркой окажется наблюдаемая с поверхности Земли звезда, зависит не только от ее светимости, но и от удаленности от нашей планеты. Учитывая расстояние до Земли, звезды могут обладать совершенно различной яркостью. Этот показатель колеблется от одной десятитысячной блеска Солнца до яркости, сопоставимой более чем с миллионом Солнц.

Большая часть звезд находится на нижнем отрезке этого спектра, являясь тусклыми. Во многих отношениях Солнце является среднестатистической, типичной звездой. Однако, по сравнению с другими, оно обладает гораздо большей яркостью. Большое количество тусклых звезд могут наблюдаться даже невооруженным глазом. Причина, по которой звезды отличаются по яркости, заключается в их массе. Цвет, блеск и изменение яркости во времени определяется количеством вещества.

Попытки объяснить жизненный цикл звезд

Люди издавна пытались проследить жизнь звезд, однако первые попытки ученых были достаточно робкими. Первым достижением было применение закона Лейна к гипотезе Гельмгольца-Кельвина о гравитационном сжатии. Это принесло в астрономию новое понимание: теоретически температура звезды должна повышаться (ее показатель обратно пропорционален радиусу звезды) до тех пор, пока увеличение плотности не замедлит процессы сжатия. Тогда расход энергии будет выше, чем ее приход. В этот момент звезда начнет стремительно остывать.

Гипотезы о жизни звезд

Одна из оригинальных гипотез о жизненном цикле звезды была предложена астрономом Норманом Локиером. Он считал, что звезды возникают из метеорной материи. При этом положения его гипотезы опирались не только на имеющиеся в астрономии теоретические выводы, но и на данные спектрального анализа звезд. Локиер был убежден в том, что химические элементы, которые принимают участие в эволюции небесных тел, состоят из элементарных частиц - «протоэлементов». В отличие от современных нейтронов, протонов и электронов, они обладают не общим, а индивидуальным характером. Например, согласно Локиеру, водород распадается на так называемый «протоводород»; железо становится «протожелезом». Описать жизненный цикл звезды пытались и другие ученые-астрономы, например, Джеймс Хопвуд, Яков Зельдович, Фред Хойл.

Звезды-гиганты и звезды-карлики

Звезды больших размеров являются самыми горячими и яркими. На вид они обычно белые или голубоватого оттенка. Несмотря на то что они обладают гигантскими размерами, топливо внутри них сгорает настолько быстро, что они лишаются его за каких-то несколько миллионов лет.

Звезды небольших размеров, в противоположность гигантским, обычно не столь яркие. Они обладают красным цветом, живут достаточно долго - в течение миллиардов лет. Но среди ярких звезд на небосклоне есть также красные и оранжевые. Примером может послужить звезда Альдебаран - так называемый «глаз быка», находящийся в созвездии Тельца; а также в созвездии Скорпиона. Почему же эти холодные звезды способны конкурировать по яркости с раскаленными звездами, наподобие Сириуса?

Так происходит из-за того, что когда-то они очень сильно расширились, и по своему диаметру стали превосходить огромные красные звезды (сверхгиганты). Огромная площадь позволяет этим звездам излучать на порядок больше энергии, чем Солнце. И это несмотря на тот факт, что их температура намного ниже. К примеру, диаметр Бетельгейзе, находящейся в созвездии Ориона, в несколько сотен раз больше диаметра Солнца. А диаметр обыкновенных красных звезд обычно не составляет и десятой части размера Солнца. Такие звезды называют карликами. Эти виды жизненного цикла звезд может проходить каждое небесное светило - одна и та же звезда на разных отрезках своей жизни может быть и красным гигантом, и карликом.

Как правило, светила, подобные Солнцу, поддерживают свое существование за счет находящегося внутри водорода. Он превращается в гелий внутри ядерной сердцевины звезды. Солнце располагает огромным количеством топлива, однако даже оно не бесконечно - за последние пять миллиардов лет была израсходована половина запаса.

Время жизни звезд. Жизненный цикл звезд

После того как внутри звезды исчерпываются запасы водорода, приходят серьезные перемены. Остатки водорода начинают сгорать не внутри ее ядра, а на поверхности. При этом все больше сокращается время жизни звезды. Цикл звезд, по крайней мере, большинства из них, на этом отрезке переходит в стадию красного гиганта. Размер звезды становится больше, а ее температура - напротив, меньше. Так появляется большинство красных гигантов, а также сверхгигантов. Этот процесс входит в состав общей последовательности происходящих со звездами изменений, которые ученые назвали эволюцией звезд. Цикл жизни звезды включает все ее стадии: в конечном счете все звезды стареют и умирают, а продолжительность их существования напрямую определяется количеством топлива. Большие звезды заканчивают свою жизнь огромным, эффектным взрывом. Более скромные, наоборот, погибают, постепенно сжимаясь до размеров белых карликов. Затем они просто угасают.

Сколько по времени живет средняя звезда? Жизненный цикл звезды может длиться от менее 1,5 млн лет и до 1 млрд лет и более. Все это, как было сказано, зависит от ее состава и размеров. Звезды, подобные Солнцу, живут от 10 до 16 млрд лет. Очень яркие звезды, наподобие Сириуса, живут относительно недолго - всего лишь несколько сотен миллионов лет. Схема жизненного цикла звезды включает в себя следующие этапы. Это молекулярное облако - гравитационный коллапс облака - рождение сверхновой звезды - эволюция протозвезды - окончание протозвездной фазы. Затем следуют этапы: начало стадии молодой звезды - середина жизни - зрелость - стадия красного гиганта - планетарная туманность - этап белого карлика. Последние две фазы свойственны звездам малого размера.

Природа планетарных туманностей

Итак, мы рассмотрели кратко жизненный цикл звезды. Но что представляет собой Превращаясь из огромного красного гиганта в белого карлика, иногда звезды сбрасывают внешние слои, и тогда ядро звезды становится обнаженным. Газовая оболочка начинает светиться под действием энергии, излучаемой звездой. Название свое эта стадия получила за счет того, что светящиеся газовые пузыри в этой оболочке часто похожи на диски вокруг планет. Но на самом деле они ничего общего с планетами не имеют. Жизненный цикл звезд для детей может не включать всех научных подробностей. Можно лишь описать основные фазы эволюции небесных светил.

Звездные скопления

Астрономы очень любят исследовать Есть гипотеза, что все светила рождаются именно группами, а не поодиночке. Так как звезды, принадлежащие к одному скоплению, обладают схожими свойствами, то и различия между ними являются истинными, а не обусловленными расстоянием до Земли. Какие бы изменения не приходились на долю этих звезд, свое начало они берут в одно и то же время и при равных условиях. Особенно много знаний можно получить, изучая зависимость их свойств от массы. Ведь возраст звезд в скоплениях и их удаленность от Земли примерно равны, поэтому отличаются они только по этому показателю. Скопления будут интересны не только профессиональным астрономам - каждый любитель будет рад сделать красивую фотографию, полюбоваться их исключительно красивым видом в планетарии.

Образуются путём конденсации межзвёздной среды. Путём наблюдений удалось определить что звёзды возникали в разное время и возникают по сей день.

Главной проблемой в эволюции звёзд является вопрос о возникновении их энергии, благодаря которой они светятся и излучают огромное количество энергии. Ранее выдвигалось много теорий, которые были призваны выявить источники энергии звёзд. Считали, что непрерывным источником звёздной энергии является непрерывное сжатие. Этот источник конечно хорош, но не может поддерживать соответствующее излучение в течении долгого времени. В середине XX века был найден ответ на этот вопрос. Источником излучения является термоядерные реакции синтеза. В результате этих реакций водород превращается в гелий, а освобождающаяся энергия проходит сквозь недра звезды, трансформируется и излучается в мировое пространство (стоит отметить, что чем больше температура, тем быстрее идут эти реакции; именно поэтому горячие массивные звёзды быстрее сходят с главной последовательности).

Теперь представим возникновение звезды…

Начало конденсироваться облако межзвёздной газопылевой среды. Из этого облака образуется довольно плотный газовый шар. Давление внутри шара пока не в силах уравновесить силы притяжения, поэтому он будет сжиматься (возможно в это время вокруг звезды образуются сгустки с меньшей массой, которые в итоге превращаются в планеты). При сжатии температура повышается. Таким образом, звёзда постепенно садится на главную последовательность. Затем давление газа внутри звезды уравновешивает притяжение и протозвёзда превращается в звезду.

Ранняя стадия эволюции звёзды очень не велика и звезда в это время погружена в туманность, поэтому протозвезду очень тяжело обнаружить.

Превращение водорода в гелий происходит только в центральных областях звезды. В наружных слоях содержание водорода остаётся практически неизменным. Так как количество водорода ограничено, рано или поздно он выгорает. Выделение энергии в центре звезды прекращается и ядро звёзды начинает сжиматься, а оболочка разбухать. Далее если звезда меньше 1,2 массы солнца, она сбрасывает наружный слой (образование планетарной туманности).

После того, как от звёзды отделяется оболочка, открываются её внутренние очень горячие слои, а оболочка тем временем отходит всё дальше. Через несколько десятков тысяч лет оболочка распадётся и останется только очень горячая и плотная звезда, постепенно остывая она превратится в белый карлик . Постепенно остывая они превращаются в невидимые чёрные карлики . Чёрные карлики – это очень плотные и холодные звёзды, размером чуть больше Земли, но имеющие массу сравнимую с массой солнца. Процесс остывания белых карликов длится несколько сотен миллионов лет.

Если масса звезды от 1,2 до 2,5 солнечной, то такая звёзда взорвётся. Этот взрыв называется вспышкой сверхновой . Вспыхнувшая звезда за несколько секунд увеличивает свою светимость в сотни миллионов раз. Такие вспышки происходят крайне редко. В нашей Галактике взрыв сверхновой происходит, примерно, раз в сто лет. После подобной вспышки остаётся туманность, которая имеет большое радиоизлучение, а также очень быстро разлетается, и так называемая нейтронная звезда (об этом чуть позже). Помимо огромного радиоизлучения такая туманность будет ещё источником рентгеновского излучения, но это излучение поглощается атмосферой земли, поэтому может наблюдаться лишь из космоса.

Существует несколько гипотез о причине взрывов звёзд (сверхновых), однако общепризнанной теории пока нет. Есть предположение, что это происходит из-за слишком быстрого спада внутренних слоёв звезды к центру. Звезда быстро сжимается до катастрофически маленького размера порядка 10км, а плотность её в таком состоянии составляет 10 17 кг/м 3 , что близко к плотности атомного ядра. Эта звезда состоит из нейтронов (при этом электроны, как бы вдавливаются в протоны), именно поэтому она называется «НЕЙТРОННОЙ» . Её начальная температура около миллиарда кельвинов, но в дальнейшем она будет быстро остывать.

Эта звезда из-за её маленького размера и быстрого остывания долгое время считалась невозможной для наблюдения. Но через некоторое время были обнаружены пульсары . Эти пульсары и оказались нейтронными звёздами. Названы они так из-за кратковременного излучения радиоимпульсов. Т.е. звезда как бы «мигает». Это открытие было сделано совершенно случайно и не так давно, а именно в 1967 году. Эти периодичные импульсы обусловлены тем, что при очень быстром вращении мимо нашего взгляда постоянно мелькает конус магнитной оси, которая образует угол с осью вращения.

Пульсар может быть обнаружен только для нас условиях ориентирования магнитной оси, а это примерно 5% из их общего количества. Часть пульсаров не находится в радио туманностях, так как туманности сравнительно быстро рассеиваются. Через сотню тысяч лет эти туманности перестают быть видимыми, а возраст пульсаров исчисляется десятками миллионов лет.

Если масса звезды превышает 2,5 солнечные, то в конце своего существования она как бы обрушится в себя и будет раздавлена собственным весом. В считанные секунды она превратится в точку. Это явление получило название «гравитационный коллапс», а также этот объект стали называть «чёрной дырой» .

Из всего выше сказанного видно, что финальная стадия эволюции звезды зависит от её массы, но при этом необходимо ещё учитывать неизбежную ею потерю этой самой массы и вращение.