Звезды и их эволюция.

Звезды - это огромные раскаленные солнца, но сильно удаленные от нас по сравнению с планетами Солнечной системы.

В ночном небе невооруженным газом можно видеть около 6000 звезд. В астрономические каталоги "поштучно" сосчитаны и занесены все звезды ярче 11-и звездной величины Их около миллиона. Всего доступно нашему наблюдению около двух миллиардов звезд. Общее количество звезд во Вселенной оценивается 10 в степени 22.

Различны размеры звезд, их строение, химический состав, масса, температура, светимость и др. Самые большие звезды (сверхгиганты) превосходят размер Солнца в десятки и сотни раз. Звезды-карлики имеют размеры Земли и меньше. Предельная масса звезд равна примерно 60 солнечным массам.

Весьма различны и расстояния до звезд. Свет звезд некоторых далеких звездных систем доходит до нас за сотни миллионов световых лет. Самой близкой к нам звездой можно считать звезду первой величины а Центавра, не видимую с территории России. Она отстоит от нас на расстоянии 4 световых лет (световой год равен 9, 46х 10 ¹² км,т.е. около10000 млр.км). Парсек (пк) - единица для выражения межзвездных расстояний, равная пути, который бы прошел свет за 3,26 года. Во внегалактической астрономии употребляются еще такие единицы как килопарсек (Кик) (равный 1000 пк) и метапарсек (Мпк) (равный 1 000 000 пк) .В звездах_сосредоточена основная масса (98-99%) видимого вещества в известной нам части Вселенной . Звезды -мощные источники энергии. В, частности, жизнь на Земле обязана своим существованием энергии излучения Солнца Вещество звезд находится в ином состоянии, чем вещество в привычных для нас земных условиях Вещество звезд представляет собой плазму. И потому, строю говоря, звезда - это не просто тазовый шар, а плазменный шар Плазма - это четвертое (наряду с твердым, жидким, \газообразным) состояние вещества, представляющее собой ионизированный газ, в котором положительные (ионы) и отрицательные заряды (электроны) в среднем нейтрализуют друг друга .

Звезды в космическом пространстве не распределены равномерно Они образуют звездные системы:

кратные звезды (двойные, тройные и т.д.),

звездные скопления (от нескольких десятков звезд до миллионов),

галактики - грандиозные звездные системы (наша Галактика, например, содержит около 150-200 млрд. звезд.

Большинство звезд находится в стационарном состоянии, т.е. изменений их физических характеристик не наблюдается. Это отвечает состоянию равновесия. Однако наблюдения показывают, что существуют и такие звезды, свойства которых меняются видимым образом. Их называют переменными звездами и нестационарными звездами. С теоретической точки зрения переменность и нестационарность - проявления неустойчивости состояния равновесия звезды. Переменные звезды некоторых типов изменяют свое состояние регулярным или нерегулярным образом. Следует отметить также и такой вид звезд, в которых непрерывно или время от времени происходят вспышки, в частности новые звезды . При вспышках (взрывах) т.н. сверхновых звезд вещество звезд в некоторых случаях может быть полностью рассеяно в пространстве.

Высокая светимость звезд, поддерживаемая в течение длительного времени, свидетельствует о выделении в них / огромных количеств энергии. Современная физика указывает на два возможных источника энергии - гравитационное сжатие, приводящее к выделению гравитационной энергии, и термоядерные реакции , в результате которых из ядер легких элементов синтезируются ядра более тяжелых элементов и выделяется большое количество энергии.

Энергии гравитационною сжатия, как показывают расчеты, было бы достаточно для поддержания светимости Солнца в течение всего лишь 30 млн. лет, в то время как из геологических и др. данных следует, что светимость Солнца оставалась примерно постоянной в течение миллиардов лет. Гравитационное сжатие может служить источником энергии лишь для очень молодых звезд. С другой стороны, термоядерные реакции протекают с достаточной скоростью лишь при температурах в тысячи раз превышающих температуру поверхности звезд. Так, для Солнца температура, при которой термоядерные реакции мoгyr выделять необходимое количество энергии, составляет по различным расчетам от 12 до 15 млн. К. 1аким образом, наше Солнце является медленно горящей водородной бомбой.

Эволюция звезд - это изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд со временем. Ход эволюции звезды зависит от ее массы и от исходного химического состава. Химический состав звезды зависит от времени, когда она образовалась и от ее положения в Галактике в момент образования. Звезды первого поколения сформировались из вещества, состав которого определялся космологическими условиями (почти 70% водорода, 30% гелия и ничтожная примесь дейтерия и лития) В ходе эволюции звезд первого поколения образовались тяжелые элементы (следующие за гелием в таблице Менделеева), которые были выброшены в межзвездное пространство в результате истечение вещества из звезд или при взрывах звезд. Звезды последующих поколений сформировались уже из вещества, содержавшего 3-4% тяжелых элементов.

"Рождение" звезды - это образование гидростатически равновесного объекта, излучение которого поддерживается за счет собственных источников энергии. А "смерть" звезды - это необратимое нарушение равновесия, ведущее к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию.

\ Процесс звездообразования продолжается непрерывно, он происходит и в настоящее время. Звезды образуются в результате гравитационной конденсации вещества межзвездной среды. К молодым звездам относятся звезды, которые еще находятся в стадии первоначального гравитационного сжатия. Температура в центре таких звезд \ недостаточна для протекания ядерных реакций, и свечение происходит только за счет превращения гравитационной энергии в теплоту. Гравитационное сжатие - первый этап эволюции звезд. Он приводит к разогреву центральной зоны звезды до температуры "включения" термоядерной реакции (10-15 млн. К) превращения водорода в гелий. Такое превращение сопровождается большим выделением энергии.

В недрах звезд при температурах более 10 млн. К и огромных плотностях газ обладает давлением в миллиарды атмосфер. В этих условиях звезда может находиться в стационарном состоянии лишь благодаря тому, что в каждом ее слое внутреннее давление газа уравновешивается действием_сил тяготения. Такое состояние называется гидростатическим равновесием. Следовательно, стационарная звезда представляет собой плазменный шар, находящийся в состоянии гидростатического равновесия. Если внутри звезды температура по какой-либо причине повысится, звезда должна раздуться, т.к. возрастает давление в ее недрах Стационарное состояние звезды характеризуется еще и тепловым равновесием . Тепловое равновесие означает' что процессы выделения энергии в недрах звезд, процессы теплоотвода энергии из недр к поверхности и процессы излучения энергии с поверхности должны быть сбалансированы. Если теплоотвод превысит тепловыделение, то звезда начнет сжиматься и разогреваться. Это приведет к ускорению ядерных реакций, и тепловой баланс будет вновь восстановлен. Звезда представляет собой тонко сбалансированный организм, она оказывается саморегулирующейся системой. После выгорания водорода в центральной зоне у звезды образуется гелиевое ядро. Водородные термоядерные реакции продолжают протекать, но только в тонком слое близ поверхности этого ядра. Ядерные реакции перемещаются на периферию звезды. Выгоревшее ядро начинает сжиматься, а внешняя оболочка – расширяться. Оболочка разбухает до колоссальных размеров, внешняя температура становится низкой и звезда переходит в стадию красного гиганта. С этого момента жизнь звезды начинает клониться к закату.

Для красного гиганта характерна низкая внешняя, но очень высокая внутренняя температура. С повышение внутренней температуры в термоядерные реакции включаются все более тяжелые ядра. На этом этапе (при температуре свыше 150 млн К) в ходе ядерных реакций осуществляется синтез химических элементов В результате роста давления, пульсаций и др. процессов красный гигант непрерывно теряет вещество, выбрасываемое в межзвездное пространство. Когда полностью истощаются внутренние термоядерные источники энергии, дальнейшая судьба звезды зависит от ее массы.

При_массе < 1 , 4 массы Солнца звезда переходит в стационарное состояние с очень большой плотностью Такие звезды называются белыми карликами В них электроны образуют вырожденный газ (вследствие сильного "сжатия атомы оказываются настолько плотно упакованными, что электронные оболочки начинают проникать одна в другую), давление которого уравновешивает силы тяготения. Тепловые_запасы звезды постепенно истощаются и звезда медленно охлаждается, охлаждение сопровождается выбросами оболочки звёзды. Молодые белые карлики, окруженные остатками оболочки, наблюдаются как туманности . Белый карлик как бы вызревает внутри красного гиганта и появляется на свет, когда красный гигант сбрасывает свои поверхностные слои, образовывая планетарную туманность.

Когда же энергия звезды иссякнет, звезда начинает изменять свой цвет от белого к желтому, затем к красному. Наконец, она перестанет излучать и начнет непрерывное путешествие в необозримом космическом пространстве в виде маленького темного безжизненного объекта. Так белый карлик медленно превращается в "черный карлик" - мертвую холодную звезду, размер которой обычно меньше размеров Земли, а масса сравнима с солнечной Плотность такой звезды - в миллиарды раз выше плотности воды. Так заканчивают свое существование большинство звезд.

При массе > 1,4 массы Солнца стационарное состояние звезды без внутренних источников энергии становится' невозможным, т.к. давление не может уравновесить силу тяготения Теоретически конечным результатом эволюции таких звезд должен быть гравитационный коллап_- неограниченное падение вещества к центру. В случае, когда отталкивание частиц и другие причины все же останавливают коллапс, происходит мощный взрыв- вспышка сверхновой с выбросом значительной части вещества звезды в окружающее пространство с образованием газовых туманностей.

Вспышки сверхновых имеют фундаментальное значение для обмена веществом между звездами. Часть массы взорвавшейся сверхновой звезды может остаться в виде сверхплотного тела - нейтронной или черной дыры.

Открытые в 1967 г. новые объекты - пульсары_отождествляются с теоретически предсказанными нейтронными звездами. Плотность нейтронной звезды очень высока, выше плотности атомных ядер. Температура такой звезды около 1 млрд. градусов. Но нейтронные звезды очень быстро остывают, их светимость слабеет. Зато они интенсивно излучают радиоволны в узком конусе по направлению магнитной оси. Для звезд, в которых магнитная ось не совпадает с осью вращения, радиоизлучение фиксируется в виде повторяющихся импульсов. Поэтому-то нейтронные звезды называют пульсарами.

Но если конечная масса белого карлика превышает 2-3 массы Солнца, то гравитационный коллапс непосредственно ведет к образованию черной дыры.