Звездные циклы: просто о сложной астрономии

Жизненный цикл звезды — это процесс изменений, которым подвергается каждая звезда с течением времени.

Он начинается, когда молекулярное облако коллапсирует под действием собственной гравитации и начинает сжиматься, нагреваться и распадаться на более мелкие фрагменты, которые дают начало молодой звезде.

Он заканчивается, когда звезда превращается в остаток звезды: белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру.

Продолжительность жизни звезды в основном определяется её начальной массой.

Чем массивнее звезда, тем короче её жизнь.

Массивные звёзды горячее и быстрее расходуют запасы водородного топлива.

Когда топливо заканчивается, они эволюционируют, удаляясь от главной последовательности, и начинают расширяться, превращаясь в гигантов и сверхгигантов.

Звезда достигает конца своей жизни, когда внешнее радиационное давление, возникающее в результате процессов ядерного синтеза в её ядре, больше не способно противостоять гравитационным силам.

В этот момент звезда коллапсирует под действием собственной гравитации и становится компактной звездой (остатком звезды).

Компактные звёзды сами по себе не производят энергию, но, в отличие от чёрных дыр, они излучают избыточное тепло, оставшееся после процесса коллапса.

Излучая тепло, они теряют энергию и остывают, но их структура может оставаться неизменной практически вечно, независимо от температуры.

В конечном итоге они превратятся в холодные и тёмные компактные звёзды.

Эти объекты пока являются гипотетическими, поскольку Вселенная ещё недостаточно стара, чтобы какой-либо звёздный остаток достиг этой стадии.

Жизненные циклы маломассивных (левый цикл) и многомассивных (правый цикл) звезд, примеры выделены курсивом.

Звездная эволюция

Звездная эволюция — это процесс, в ходе которого звезда со временем меняет свою структуру и состав.

Систематический процесс изменений, которому подвергается каждая звезда, может занимать от нескольких миллионов до триллионов лет, в зависимости от массы звезды.

Масса звезды определяет стадии её жизни и скорость их прохождения.

Массивные звезды, такие как Альнилам (Alnilam), Альнитак (Alnitak) и Минтака (Mintaka) в поясе Ориона, живут очень недолго, несколько миллионов лет, в то время как маломассивные красные карлики, такие как Проксима Центавра, могут проводить триллионы лет на главной последовательности.

Самые массивные звезды живут меньше всего.

Они быстрее расходуют топливо из-за более высоких температур в ядре.

Для сравнения, наше Солнце проведет около 10 миллиардов лет на главной последовательности, прежде чем у него закончится топливо и оно расширится, превратившись в красного гиганта.

Звездам требуются миллионы лет, чтобы пройти путь от одной стадии развития до следующей, а это значит, что ученым невозможно наблюдать за жизнью отдельной звезды.

Изучение звездной эволюции возможно благодаря тому, что мы видим множество звезд на разных стадиях их жизненного цикла.

Эволюция звезд.

Этапы звездной эволюции

Жизненный цикл звезды делится на несколько стадий от рождения до конца её существования.

Различные эволюционные фазы зависят от массы звезды и её окружения.

Масса определяет продолжительность жизни звезды, а окружение может определять, сколько дополнительной массы она накапливает.

На звёзды в тесных двойных системах, а также на звёзды в плотно упакованных звёздных скоплениях могут влиять их компаньоны.

Одиночные звёзды проходят относительно простой путь от момента своего образования в звёздных яслях до момента, когда они больше не могут поддерживать процессы, происходящие в их недрах.

В зависимости от своей начальной массы, звёзды проходят некоторые или большинство из следующих стадий:

1. Звездное рождение;
2. Молодые звёздные объекты:
• Протозвёзды;
• Звёзды на стадии до главной последовательности – звёзды типа Тельца, звёзды Хербига типа Ae/Be.
3. Звезды главной последовательности;
4. Коричневые карлики;
5. Субгиганты;
6. Гиганты/Супергиганты;
7. Остатки звёзд:
• Белые карлики;
• Нейтронные звёзды;
• Чёрные карлики;
• Чёрные дыры;
• Синие карлики.

Как образуются звёзды?

Звезды образуются в туманностях — обширных звездных яслях, состоящих из облаков пыли и газа, простирающихся на десятки или сотни световых лет.

Эти туманности известны как молекулярные облака, потому что большая часть их водорода находится в молекулярной форме (H₂).

Если эти плотные облака подвергаются воздействию внешних факторов, они могут схлопнуться под действием собственной гравитации.

Масса звезды, а следовательно, и продолжительность её жизни, определяется количеством вещества, доступного в её родительском молекулярном облаке.

Считается, что в самых холодных молекулярных облаках рождаются маломассивные звёзды, в то время как в более тёплых гигантских облаках образуются звёзды всех масс.

Звезды, как правило, рождаются не изолированно, а внутри звездных скоплений или звездных ассоциаций.

В крупных ядрах звездных облаков обычно образуются несвязанные OB-ассоциации — группы массивных голубых звезд типов O и B — или скопления менее массивных звезд, физически связанных друг с другом.

Эта отражательная туманность, имеющая спиральную форму, напоминающую раковину улитки, на новом снимке, полученном с помощью космического телескопа Хаббл НАСА/ЕКА, кажется, спирально расходится от яркой центральной звезды. Звезда в центре, известная как V1331 Cyg и расположенная в темном облаке LDN 981 — или, чаще, Lynds 981 — ранее была определена как звезда типа T Тельца. AT Тельца — это молодая звезда, или молодой звездный объект, который начинает сжиматься, превращаясь в звезду главной последовательности, подобную Солнцу. Особенность V1331 Cyg заключается в том, что мы наблюдаем почти точно на одном из ее полюсов. Обычно вид молодой звезды заслоняется пылью околозвездного диска и окружающей его оболочки. Однако в случае с V1331 Cyg мы фактически смотрим в точном направлении струи, выбрасываемой звездой, которая очищает воздух от пыли, предоставляя нам этот великолепный вид. Этот снимок обеспечивает практически неискаженное изображение звезды и ее непосредственного окружения, позволяя астрономам изучать ее более детально и искать особенности, которые могли бы указывать на формирование объекта очень малой массы во внешней околозвездной области диска.

Маломассивные звезды также образуются в Т-ассоциациях.

Это группы молодых переменных звезд (звезды типа Т Тельца), которые все еще находятся в процессе сжатия.

Эти звезды образуются из рыхлых фрагментов небольших ядер молекулярных облаков в пределах более крупных областей с меньшей средней плотностью.

Глобулы Бока — небольшие тёмные туманности, состоящие из плотной пыли и газа — представляют собой более компактные очаги звёздообразования.

Более половины таких объектов, как известно, содержат новорождённые звёзды.

Чаще всего глобулы Бока образуют двойные и кратные звёздные системы.

Справа виден шар Бока, прозванный «гусеницей». Его светящийся край указывает на то, что он подвергается фотоионизации самыми горячими звездами в скоплении. Было высказано предположение, что звезды могут образовываться внутри таких пылевых коконов. Слева видна вершина туманности Замочная скважина (Keyhole Nebula), наиболее заметной структуры, расположенной внутри туманности Киля. На переднем плане — еще один шар Бока.

Млечный Путь содержит около 6000 молекулярных облаков массой более 100 000 солнечных масс.

Ближайшая к Солнцу массивная туманность, в которой происходит звездообразование — это туманность Ориона, расположенная на расстоянии около 1344 световых лет.

Облачный комплекс Ро Змееносца (Rho Ophiuchi), место образования звезд меньшей массы, находится еще ближе — на расстоянии 460 световых лет.

К другим известным областям звездообразования относятся туманность Киля (Carina Nebula), туманность Орла (Eagle Nebula), туманность Калифорния (California Nebula) и туманность Тарантула (Tarantula Nebula), последняя из которых находится в Большом Магеллановом Облаке (Large Magellanic Cloud).

Рождение звёзд в туманности Киля — за завесой пыли и газа в этих «космических скалах» скрываются ранее молодые звёзды, теперь обнаруженные космическим телескопом Джеймса Уэбба (JWST).

Рождение звезды

Жизненный цикл звезды начинается с гравитационного коллапса огромного молекулярного облака.

По мере сжатия облаков со временем они постепенно нагреваются, становятся плотнее и распадаются на всё меньшие и меньшие сгустки.

Эти мелкие фрагменты конденсируются во вращающиеся диски горячего газа.

Внутри этих сгустков рождаются новые протозвезды с околозвездными дисками из пыли и газа.

Их оболочки из пыли и газа в конечном итоге могут породить планеты и планетные системы.

Если эти вращающиеся облака распадаются на более мелкие сгустки, они образуют двойные и кратные звездные системы.

Плотные ядра, образующиеся внутри коллапсирующих облаков, начинают собирать материал из окружающей среды.

Этот материал может стать основой для самой звезды, а также для планет, астероидов или комет.

Впервые астрономы наблюдали, как пылевой диск вещества вокруг молодой звезды фрагментируется, образуя многозвездную систему. Это изображение, полученное в результате новых наблюдений с помощью Атакамской большой миллиметровой/субмиллиметровой антенной решетки (ALMA) в Чили, демонстрирует этот процесс в действии! Звезды, не имеющие компаньона — такие как Солнце — встречаются не так часто, как мы думали раньше. На самом деле, почти половина звезд в нашей галактике имеет хотя бы одного компаньона, а некоторые еще более «общительны»! Предыдущие исследования показали, что звезды в многозвездных системах, как правило, находятся либо относительно близко друг к другу, на расстоянии примерно в 500 раз превышающем расстояние Земля-Солнце (известное как астрономическая единица или АЕ), либо значительно дальше друг от друга, на расстоянии более 1000 АЕ. Учитывая эти огромные различия в расстояниях, ученые пришли к выводу, что существует два основных механизма образования многозвездных систем: либо первоначальное облако нестабильно коллапсировало и фрагментировалось, причем каждый последующий фрагмент сжимался, образуя новую звезду, либо вращающийся диск вокруг существующей звезды фрагментировался с тем же результатом. На этом изображении показан второй процесс в действии, наблюдаемый в молодой тройной звездной системе L1448 IRS3B. Трио все еще глубоко погружено в свое родительское облако в созвездии Персея, примерно в 750 световых годах от Земли, и жадно поглощает вещество из окружающего диска. ALMA показала, что этот диск имеет спиральную структуру, что указывает на гравитационную нестабильность.

По мере дальнейшего коллапса окружающих облаков протозвезды набирают массу и становятся горячее.

Они растут, аккрецируя пыль и газ из родительского облака.

Достигнув своей конечной массы, молодые звездные объекты становятся звездами на стадии до главной последовательности.

Как только они становятся достаточно массивными, чтобы их температура достигала 10 миллионов градусов Цельсия, они становятся достаточно горячими, чтобы в их ядрах начинались ядерные реакции, и по определению они становятся звездами.

Молодые звёздные объекты

Молодые звёздные объекты (YSO) — это звёзды на самой ранней стадии эволюции.

Они накапливают массу из падающего на них исходного вещества и обладают высокой активностью.

Их мощные звёздные ветры сдувают окружающие облака газа и пыли, обнажая любые образовавшиеся планеты.

Молодые звёздные объекты, которые собирают вещество из родительского облака и погружены в окружающую туманность, известны как протозвёзды.

Как только их звёздные ветры очищают их от пыли и газа, и объекты становятся видимыми, они становятся звёздами до главной последовательности.

Эта стадия характеризуется процессом сжатия, который повышает внутреннюю температуру до тех пор, пока молодые звёзды не станут достаточно горячими, чтобы начать синтезировать атомы водорода в гелий.

На этом этапе они становятся звёздами главной последовательности.

Протозвезды

Протозвезды — это плотные газовые шары, которые еще не достигли температуры, достаточной для начала горения водорода в их ядрах.

Они образуются в центрах небольших скоплений пыли и газа внутри более крупных молекулярных облаков.

Эти молодые звезды все еще набирают массу из окружающего молекулярного облака.

Они состоят примерно на 70% из водорода, на 28% из гелия и других элементов в следовых количествах.

Стадия протозвезды начинается, когда родительское облако коллапсирует под действием силы гравитации, и внутри коллапсирующего сгустка образуется ядро.

Для звезды, подобной Солнцу, эта стадия длится около 500 000 лет.

Она заканчивается, когда истощается запас падающего газа.

Плотные ядра — небольшие фрагменты молекулярных облаков — изначально находятся в равновесии между собственной гравитацией, давлением газа и магнитным давлением.

Собственная гравитация сжимает объект, в то время как давление газа и магнитное давление раздувают его.

По мере того, как фрагмент накапливает массу из окружающего материала, собственная гравитация становится сильнее давления, что приводит к коллапсу.

Газ, падающий к центру плотного ядра, сначала образует протозвезду, а затем околозвездный протопланетный диск.

Как следует из названия, протопланетный диск — это место, где могут формироваться планетные системы.

В зависимости от массы, протозвезды могут эволюционировать в звезды на стадии до главной последовательности, звезды главной последовательности типа O или коричневые карлики.

Самые массивные протозвезды сразу становятся яркими голубыми звездами главной последовательности, в то время как протозвезды, недостаточно массивные для начала сжигания водорода, становятся коричневыми карликами, субзвездными объектами.

Звезды малой и средней массы проходят стадию до главной последовательности, прежде чем начать синтез гелия.

Космический телескоп Джеймса Уэбба НАСА раскрыл ранее скрытые особенности протозвезды в темном облаке L1527, предоставив информацию о зарождении новой звезды. Эти ярко освещенные облака в области звездообразования Тельца видны только в инфракрасном свете, что делает их идеальным объектом для ближнеинфракрасной камеры (NIRCam) телескопа Уэбба. Сама протозвезда скрыта от глаз в «шейке» этой фигуры в форме песочных часов. Протопланетный диск, видимый с ребра, виден как темная линия посередине «шейки». Свет от протозвезды просачивается над и под этим диском, освещая полости в окружающем газе и пыли.

Звезды на стадии до главной последовательности

Звезды на стадии до главной последовательности — это молодые звездные объекты, которые накопили почти всю свою массу, но их внутренняя температура недостаточно высока для начала процесса ядерного синтеза.

Источником энергии для них является гравитационное сжатие.

По мере сжатия этих звезд энергия высвобождается, и звезды нагреваются до тех пор, пока не начнут синтезировать водород на стадии главной последовательности нулевого возраста.

В зависимости от массы, звезды на стадии до главной последовательности делятся на звезды типа Т Тельца и звезды Хербига (Herbig) типа Ae/Be.

Масса звезд типа Т Тельца достигает 2 солнечных масс, тогда как масса звезд Хербига типа Ae/Be обычно составляет от 2 до 8 солнечных масс.

Возраст обоих типов звезд составляет менее 10 миллионов лет.

Звезды типа Т Тельца — это самые молодые видимые звезды спектральных типов F, G, K и M, в то время как более массивные звезды Хербига Ae/Be включают в себя самые молодые звезды типов A и B.

Наше Солнце, звезда типа G, вероятно, прошло стадию Т Тельца около 4,5 миллиардов лет назад.

Звезды с массой более 8 солнечных масс (класс O) сжимаются слишком быстро, находясь еще в газовой и пылевой оболочке, и полностью пропускают фазу до главной последовательности.

К тому времени, когда они сдувают окружающие облака, они становятся достаточно массивными и горячими, чтобы в их ядрах происходил термоядерный синтез водорода.

Другими словами, они уже находятся на главной последовательности.

Эволюция молодых звездных объектов.

Коричневые карлики

Коричневые карлики — это субзвездные объекты, которые эволюционируют из протозвезд с массой менее примерно 0,08 солнечной массы.

Эти объекты недостаточно массивны, чтобы начать сжигать водород, и поэтому никогда не достигают главной последовательности.

Однако на каком-то этапе своей жизни они могут синтезировать дейтерий (тяжелый водород).

Первым подтвержденным коричневым карликом стал Тейде 1 (Teide 1), объект размером с Юпитер, массой около 57 масс Юпитера, расположенный в скоплении Плеяды (Pleiades cluster) в созвездии Тельца (Taurus).

Открытие было подтверждено в 1995 году.

Ближайшая пара коричневых карликов находится в системе Лумана-16 (Luhman 16), расположенной всего в 6,503 световых годах от нас в созвездии Вела (Vela).

Об открытии этой системы было объявлено в 2013 году.

Коричневые карлики с массой менее чем в 13 раз превышающей массу Юпитера называются субкоричневыми карликами или коричневыми карликами планетарной массы.

Они не обладают массой, достаточной для запуска термоядерного синтеза дейтерия.

Если они вращаются вокруг звезды, то классифицируются как планеты.

Молодые звёздные объекты, обладающие достаточной массой для начала термоядерного синтеза водорода в своих ядрах, эволюционируют в звёзды главной последовательности.

Звезды главной последовательности

Звезды главной последовательности (или карлики) — это звезды, которые в своих ядрах превращают водород в гелий.

Они составляют около 90% всех известных звезд.

Эти звёзды сжигают водород в результате реакций ядерного синтеза, которые производят огромное количество энергии.

Энергия, генерируемая в ядре, переносится на поверхность либо конвекцией, либо излучением, и излучается из внешней оболочки звезды (фотосферы) в виде тепла и света.

Процесс её производства предотвращает дальнейшее сжатие звезды, приводя к гидростатическому равновесию.

По мере эволюции звезды к стабильному состоянию начинается фаза главной последовательности её жизненного цикла.

Отток энергии из центра одновременно заставляет звезду светиться и предотвращает её коллапс.

Главная последовательность — это самая длительная стадия в жизни звезды.

В зависимости от начальной массы звезды, она может длиться миллионы, миллиарды и даже триллионы лет.

Наше Солнце, жёлтый карлик, проведёт на главной последовательности около 10 миллиардов лет.

Звезда с массой в 10 раз большей, чем масса Солнца, проведёт на термоядерном синтезе водорода всего около 20 миллионов лет.

Горячая голубая звезда типа B, такая как Спика (Spica) (11,43 M☉), прошла более половины своего пути на главной последовательности, достигнув возраста всего 12,5 миллионов лет.

В отличие от неё, красный карлик с массой, составляющей половину массы Солнца, может прожить на главной последовательности от 80 до 100 миллиардов лет.

Астрофизическое моделирование показывает, что звезда типа М, масса которой составляет 10% от массы Солнца, может оставаться на главной последовательности от 6 до 12 триллионов лет.

Для постепенного коллапса в белый карлик может потребоваться еще несколько сотен миллиардов лет.

Различная масса звёзд главной последовательности наделяет их разными свойствами.

Чем больше масса, тем выше температура звезды, что, в свою очередь, влияет на её цвет.

Температура влияет на свойства плазмы в фотосфере звезды и, следовательно, определяет её спектральный тип.

Звездам главной последовательности присваиваются семь основных спектральных типов, определяемых на основе температуры: O, B, A, F, G, K и M.

Звезды типа O — самые горячие и массивные, в то время как звезды класса M — красные карлики — самые холодные, наименее массивные и наиболее многочисленные.

В таблице ниже показаны основные свойства звезд главной последовательности различных спектральных типов.

Значения продолжительности жизни являются иллюстративными и могут значительно варьироваться в зависимости от точной массы.

Взаимосвязь между абсолютными звёздными величинами (светимостями) звёзд и их спектральными типами (эффективными температурами) показана на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (Hertzsprung-Russell).

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела представляет собой график зависимости цвета от звёздной величины, на котором звёзды с большей светимостью расположены вверху, а звёзды с более высокими эффективными температурами — слева.

Это полезный инструмент в изучении звёздной эволюции, поскольку температура и светимость звёзд изменяются по мере прохождения ими различных стадий эволюционного цикла.

На диаграмме Герцшпрунга-Рассела температура звезд соотнесена с их светимостью. Положение звезды на диаграмме дает информацию о ее нынешнем состоянии и массе. Звезды, которые превращают водород в гелий, расположены на диагональной ветви, так называемой главной последовательности.

Астрономы используют диаграмму Герцшпрунга-Рассела для классификации звёзд.

Положение звёзд на диаграмме показывает их стадию эволюции и внутреннюю структуру.

Главная последовательность простирается от верхнего левого угла (горячие, яркие звёзды типа O) до нижнего правого угла (холодные, тусклые красные карлики).

Когда звезда истощает запасы водорода в своем ядре, ее ядро сжимается и нагревается.

В результате внешняя часть звезды начинает расширяться.

По мере роста звезды температура ее поверхности снижается, из-за чего звезда кажется красной.

На этом этапе звезды с начальной массой от 0,6 до 10 солнечных масс превращаются в красных гигантов.

Масса звезды меняется на протяжении её жизни.

Звезда может накапливать дополнительную массу от компаньона или терять её в результате пульсаций или сильного звёздного ветра.

Именно начальная масса определяет жизненные циклы звёзд.

Жизненный цикл маломассивной звезды

Полный жизненный цикл маломассивной звезды до сих пор не наблюдался, поскольку Вселенной всего около 13,8 миллиардов лет, а эти звезды могут оставаться на главной последовательности в течение триллионов лет.

Звезды с начальной массой менее 0,6 солнечных масс не достигают температуры, необходимой для начала термоядерного синтеза гелия.

Они не создают достаточного гравитационного давления для запуска термоядерного синтеза гелия.

Маломассивные звёзды не образуют вырожденных гелиевых ядер с оболочкой, в которой происходит сжигание водорода, потому что они являются полностью конвективными.

Они могут продолжать превращать водород в гелий до тех пор, пока их ядро почти полностью не будет состоять из гелия.

Поэтому в зрелом возрасте они не становятся красными гигантами.

Моделирование показывает, что звёзды главной последовательности с массой около 10% от массы Солнца могут продолжать сжигать водород в течение 6–12 триллионов лет.

Их температура и светимость постепенно увеличиваются, и они становятся всё более голубыми.

Этим голубым карликам может потребоваться ещё несколько сотен миллиардов лет, чтобы превратиться в белых карликов.

Звезды малой массы, как правило, являются красными карликами — наиболее распространенными звездами во Вселенной.

Красные карлики с массой более 0,6 солнечных масс следуют эволюционному пути звезд средней массы.

Жизненный цикл звезды промежуточной массы

Звезды средней массы имеют массу от примерно 0,6 до 8 солнечных масс и продолжительность жизни от 50 миллионов до 20 миллиардов лет.

Большую часть своей жизни они проводят на главной последовательности, превращая водород в гелий в своих ядрах посредством термоядерного синтеза.

Солнце относится к этой категории.

Когда водород в ядре истощается, эти звезды покидают главную последовательность и проходят несколько стадий эволюции, прежде чем выбросить свои внешние слои, образовав планетарные туманности, и завершить свою жизнь в виде тусклых белых карликов.

Фаза красного гиганта

Когда в ядре звезды среднего размера заканчивается водород, ядро сжимается, и звезда начинает термоядерный синтез водорода в оболочке вокруг ядра.

Внешние слои звезды расширяются и остывают, и звезда становится красным гигантом.

Фаза красного гиганта делится на несколько стадий: ветвь субгигантов, ветвь красных гигантов (RGB), горизонтальная ветвь (HB) и асимптотическая ветвь гигантов (AGB).

На ветви субгигантов звезда расширяется и охлаждается, сохраняя при этом светимость, близкую к той, что была у неё на главной последовательности.

Затем она поднимается на ветвь красных гигантов, в ходе чего гелиевое ядро увеличивается в размерах и становится более массивным.

Впоследствии звезда увеличивается в размерах и светимости, а её температура поверхности немного снижается.

По мере увеличения размера и массы инертного гелиевого ядра оно становится вырожденным.

В результате, в звездах с массой примерно от 0,6 до 2 солнечных масс, тепловой разгон запускает процесс синтеза гелия в углерод в ядре.

Это событие известно как гелиевая вспышка.

Энергия, высвобождаемая при гелиевой вспышке, снимает вырождение в ядре, которое затем расширяется и охлаждается.

В этот момент звезда переходит на горизонтальную ветвь, где происходит термоядерный синтез гелия в ядре и водорода в окружающей оболочке.

Более массивные звезды промежуточной массы инициируют выделение гелия более постепенно.

Их ядра больше и не становятся вырожденными, пока не достигнут предела массы Шёнберга-Чандрасекара (Schönberg–Chandrasekhar) (максимальной стабильной массы ядра, способной выдерживать давление вышележащей оболочки).

Как только ядро достигает предела массы, оно быстро сжимается и нагревается, что приводит к увеличению скорости термоядерного синтеза в водородной оболочке и светимости звезды.

После истощения запасов гелия в ядре звезда переходит на асимптотическую ветвь гигантов.

На этом этапе она синтезирует водород и гелий в двух концентрических оболочках вокруг инертного углеродно-кислородного ядра.

На стадии асимптотической ветви гигантов звезды могут достигать размеров в 1 астрономическую единицу и терять от 50 до 70 процентов своей первоначальной массы из-за сильных звездных ветров.

Когда гелиевая оболочка истощается, звёзды переходят в фазу термически пульсирующей асимптотической ветви гигантов (TB-AGB).

Основным источником энергии становится термоядерный синтез водорода в тонкой оболочке.

Накопление гелия в оболочке в течение десятков тысяч лет в конечном итоге вызывает вспышку в гелиевой оболочке, которая увеличивает светимость звезды в тысячи раз, прежде чем затухнуть.

Звезда расширяется, температура понижается, и горение водорода на некоторое время прекращается.

Когда оболочка, в которой происходит термоядерный синтез гелия, приближается к водородной оболочке, она снова запускает термоядерный синтез водорода, возобновляя цикл тепловых пульсаций.

Тепловые импульсы вызывают перемешивание вещества из ядра на поверхность, что изменяет состав поверхности звезды.

Планетарные туманности и белые карлики

Звезда промежуточной массы недостаточно массивна, чтобы начать термоядерный синтез углерода.

Вместо этого, на стадии после асимптотической ветви гигантов (пост-АГГ), звезда выбрасывает оставшуюся внешнюю оболочку посредством сверхветра, образуя планетарную туманность.

Планетарные туманности — это светящиеся оболочки газа, ионизированные обнаженным звездным ядром.

Их диаметр обычно составляет один световой год.

Они рассеиваются в межзвездной среде в течение нескольких десятков тысяч лет.

Выброшенное вещество богато углеродом, азотом и другими элементами, образующимися в результате ядерного синтеза во внутренней части звезды.

После выброса оно обогащает окружающую межзвездную среду и перерабатывается для образования будущих поколений звезд.

Остаточное ядро звезды-красного гиганта остывает и в конечном итоге превращается в белый карлик.

Эти плотные объекты размером с Землю состоят в основном из углерода и кислорода.

Без постоянного источника ядерной энергии они медленно излучают тепло в течение триллионов лет.

Жизненный цикл звезд средней массы.

Жизненный цикл массивной звезды

Жизненные циклы массивных звезд намного короче, чем у звезд средней массы.

Из-за своей большой массы эти звезды быстрее расходуют запасы водородного топлива и эволюционируют, удаляясь от главной последовательности, в течение миллионов лет.

Они превращаются в сверхгиганты — звезды, которые крупнее и ярче, чем гиганты и звезды главной последовательности того же спектрального типа.

Звезды, которые эволюционируют в сверхгиганты, обычно представляют собой горячие голубые звезды главной последовательности спектрального типа O и самые массивные звезды типа B.

Продолжительность жизни этих звёзд варьируется от нескольких сотен тысяч до 30 миллионов лет в зависимости от массы.

Поскольку они живут недолго, у них мало времени, чтобы отдалиться от места своего рождения.

В основном они встречаются в рассеянных скоплениях и спиральных рукавах галактик.

Сверхгиганты могут быть в тысячу-миллион раз ярче Солнца.

Их радиусы обычно составляют от 30 до 500 солнечных радиусов, но некоторые звезды превышают 1000 солнечных радиусов.

Самые крупные сверхгиганты могут достигать размера около 1500 солнечных радиусов, но давление излучения ограничивает их расширение за эти пределы.

Если они превышают этот предел, звезды становятся нестабильными, начинают пульсировать и теряют массу с невероятной скоростью.

Звезды с начальной массой более 8-10 солнечных масс подвергаются термоядерному синтезу углерода и заканчивают свою жизнь в результате сверхновых с коллапсом ядра, в которых образуются черные дыры звездной массы.

Сверхгигантская стадия

Эволюционные сверхгиганты начинают термоядерный синтез гелия в своих ядрах вскоре после того, как у них заканчивается водородное топливо.

Когда водород заканчивается, они увеличиваются в размерах.

Однако, в отличие от звезд средней массы, эти звезды плавно уходят с главной последовательности и продолжают синтезировать более тяжелые элементы до тех пор, пока у них не образуются железные ядра.

Массивные звезды увеличиваются в размерах после выхода из главной последовательности, но не становятся столь же ярче, как более мелкие звезды.

Когда в них начинается горение водорода в оболочках, их ядра уже достаточно велики, чтобы инициировать горение гелия.

Они начинают термоядерный синтез гелия без вспышки гелия, прежде чем их ядра станут вырожденными.

Фаза, в течение которой массивные звезды имеют как водородные, так и гелиевые оболочки, называется асимптотической ветвью гигантов (АВГ), так же, как и у звезд средней массы.

Поскольку эти звезды достаточно массивны, чтобы поддерживать горение элементов тяжелее гелия, они не выбрасывают свои атмосферы, как звезды средней массы.

Термоядерный синтез не ограничивается углеродом.

Углеродно-кислородные ядра массивных звезд сжимаются, и их температура повышается до точки, при которой начинается синтез углерода.

На этом этапе углерод и кислород превращаются в сложный термоядерный синтез, состоящий в основном из кислорода, неона и магния, в то время как гелий синтезируется в оболочке вокруг ядра.

Гелиевая термоядерная оболочка находится внутри водородной термоядерной оболочки.

Когда термоядерный синтез углерода прекращается в ядре, ядро сжимается, и термоядерный синтез углерода перемещается во внешнюю оболочку.

Кислородно-неоново-магниевое ядро нагревается и продолжает гореть, пока в нем не преобладают кремний и сера.

Затем оно продолжает синтезировать более тяжелые элементы вплоть до железа.

Нуклеосинтез в красном сверхгиганте.

Каждая последующая фаза термоядерного синтеза длится меньше и производит меньше энергии.

В результате термоядерного синтеза кремния за несколько недель образуется железное ядро.

Железное ядро не может производить энергию и внезапно коллапсирует.

При отскоке внешние слои звезды разрушаются, что приводит к появлению сверхновой.

Коллапс ядра происходит потому, что ядра массивных звезд в конечном итоге становятся настолько массивными, что давление электронного вырождения не может предотвратить их коллапс.

Именно давление электронного вырождения предотвращает гравитационный коллапс белых карликов и звезд с массой менее 1,44 солнечных масс (предел Чандрасекара).

Звезды, превышающие этот предел без значительного термически генерируемого давления, коллапсируют, образуя либо нейтронную звезду, либо черную дыру.

Они слишком массивны, чтобы эволюционировать в белые карлики.

Сверхновые

Когда ядро красного сверхгиганта коллапсирует, образуется сверхновая типа II.

Этот тип сверхновой может достигать абсолютной звёздной величины -18 и затмевать целые галактики.

Большинство сверхновых типа II образуются именно красными сверхгигантами.

Сверхгигантские звезды синтезируют элементы с постоянно возрастающей атомной массой, пока не образуют ядро из железа и никеля.

Никель-железное ядро инертно, поскольку синтез любого из этих элементов не производит никакой чистой энергии, которая создавала бы внешнее тепловое давление.

Другими словами, для синтеза железа требуется больше энергии, чем производится.

В результате ядро сжимается под действием силы тяжести.

Когда масса ядра превышает предел Чандрасекара, гравитационному давлению больше не может противостоять вырождение электронов, и внутреннее ядро взрывается.

В результате взрыва внешнее ядро сжимается внутрь.

Давление повышает температуру внутреннего ядра до 10 миллиардов Кельвинов, но распад внутреннего ядра предотвращается из-за вырождения нейтронов.

Вместо этого происходит взрыв, который приводит к взрыву сверхновой.

Энергия ударной волны разгоняет внешнее звездное вещество до максимальной скорости.

Остатки сверхновых — светящиеся облака, образовавшиеся из вещества звезды — сильно обогащены железом и другими тяжелыми элементами, образовавшимися в результате термоядерного синтеза во внутренних областях звезды.

Ударная волна от сверхновой нагревает и сжимает межзвездную среду, и тяжелые элементы становятся частью молекулярных облаков.

Остатки ядра первоначальной звезды образуют нейтронную звезду или черную дыру, в зависимости от начальной массы звезды.

Это потрясающее изображение остатка сверхновой Кассиопеи А (Cassiopeia A) представляет собой комбинацию инфракрасных (красных), оптических (желтых) и рентгеновских (зеленых и синих) изображений. Инфракрасное изображение, полученное космическим телескопом «Спитцер», показывает теплую пыль во внешней оболочке с температурой около 25 градусов по Цельсию, в то время как оптическое изображение, полученное космическим телескопом «Хаббл», показывает тонкие нитевидные структуры из более теплого (10 000 градусов по Цельсию) газа; «Чандра» показывает горячие газы при температуре около 10 миллионов градусов по Цельсию. Этот горячий газ образовался, когда выброшенный из сверхновой материал врезался в окружающий газ и пыль со скоростью около десяти миллионов миль в час. Сравнение инфракрасных и рентгеновских изображений Cas A должно позволить астрономам определить, образовалась ли большая часть пыли в остатках сверхновой от массивной звезды до ее взрыва или от быстро расширяющегося выброса сверхновой.

Звездные остатки

Звездные остатки (или компактные звезды) — это конечные точки жизненных циклов звезд.

Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры — это объекты высокой плотности, которые вмещают огромное количество массы в относительно малые радиусы.

Они образуются, когда внешнее давление от ядерных реакций в ядре звезды больше не может противостоять силам гравитации, и звезда коллапсирует.

Звезды малой и средней массы превращаются в белые карлики, а массивные звезды образуют нейтронные звезды или черные дыры.

Компактные звезды с массой менее 1,39 солнечных масс обычно являются белыми карликами, а звезды с массой от 1,4 до 2,16 солнечных масс — нейтронными звездами.

Массы маломассивных нейтронных звезд и массивных белых карликов могут частично совпадать.

Считается, что остатки с массой более 2,16 солнечных масс образуют черные дыры.

В отличие от активных звёзд, компактные звёзды — нейтронные звёзды, белые карлики и чёрные дыры — не производят энергию в своих недрах и сохраняют свою структуру независимо от температуры.

Белые карлики и нейтронные звёзды могут излучать тепло, оставшееся после коллапса, в течение миллионов лет.

При этом они теряют энергию и охлаждаются.

Считается, что чёрные дыры в конечном итоге испаряются из-за излучения Хокинга (Hawking) — излучения чёрного тела, испускаемого за пределами горизонта событий, которое уменьшает массу и вращательную энергию чёрных дыр.

Это очень медленный и постепенный процесс, который может длиться триллионы лет.

Белые карлики

Белый карлик — это оставшееся ядро красной звезды-гиганта, масса которой оказалась недостаточной для достижения температуры ядра, необходимой для синтеза углерода.

Эти звёздные остатки очень плотные.

Они обладают массой, сравнимой с массой Солнца, и при этом имеют объём, сопоставимый с объёмом Земли.

Более 97% звёзд в нашей галактике превратятся в белые карлики к концу своей жизни.

Большинство белых карликов состоят из углерода и кислорода.

Это остатки звёзд, недостаточно массивных для синтеза углерода.

Более крупные звёзды с массой от 8 до 10,5 масс Солнца могут достигать температуры ядра, достаточно высокой для сжигания углерода, но не неона.

Эти звёзды образуют белые карлики из кислорода, неона и магния.

Очень маломассивные звёзды, неспособные к синтезу гелия, становятся гелиевыми белыми карликами.

Белые карлики из углерода и кислорода, которые аккрецируют массу от звезды-компаньона и достигают массы около 1,44 солнечных масс, могут достичь температуры ядра, при которой происходит термоядерный синтез углерода, что запускает неуправляемую реакцию, приводящую к взрыву сверхновой типа Ia.

Белые карлики состоят преимущественно из электронно-вырожденного вещества.

Как только звезда перестает сжигать водород, ее ядро превращается в скопление положительно заряженных ионов — главным образом ядер углерода и гелия — окруженных электронами, оторванными от ядер.

Давление электронного вырождения удерживает звезду от гравитационного коллапса.

Температура поверхности белых карликов колеблется от более чем 150 000 К до чуть менее 4000 К, что соответствует светимости более чем в 100 раз превышающей светимость Солнца, и менее чем в 1/10 000 раз превышающей светимость Солнца.

Белые карлики с эффективной температурой более 30 000 К излучают мягкое рентгеновское излучение и могут быть изучены с помощью наблюдений в мягком рентгеновском и крайнем ультрафиолетовом (EUV) диапазонах.

Белые карлики остывают очень долго.

Ученые подсчитали, что им потребуется квадриллион лет (10¹⁵), чтобы остыть до 5000 К.

Однако существование слабо взаимодействующих массивных частиц (WIMP) может поддерживать их температуру выше примерно в течение 10²⁵ лет.

WIMP — это гипотетические элементарные частицы, которые являются одним из кандидатов на роль темной материи.

Белые карлики также могут оставаться теплее, если протоны нестабильны.

Энергия, выделяемая при распаде протонов (теоретическая форма распада частиц), может повысить температуру поверхности белого карлика массой в одну солнечную массу до 0,06 К.

Когда белые карлики рассеивают свою энергию, они перестают излучать свет и тепло и превращаются в чёрные карлики.

Чёрные карлики — это гипотетические остатки Вселенной.

Их ещё не наблюдали, потому что время, необходимое для охлаждения белого карлика, превышает возраст Вселенной.

Наблюдать чёрные карлики было бы сложно, поскольку они не излучали бы много радиации, но их гравитационное влияние может сделать их обнаруживаемыми.

Ближайший известный белый карлик — Сириус B (Sirius B), компаньон Сириуса (Sirius), самой яркой звезды на небе.

Он расположен всего в 8,60 световых годах от нас.

Имея массу 1,02 массы Солнца, Сириус B почти вдвое превышает массу среднего белого карлика, а его объем примерно равен объему Земли.

Температура его поверхности составляет 25 200 К, и она будет постепенно снижаться в течение более чем двух миллиардов лет.

Считалось, что первоначальной звездой была звезда главной последовательности типа B с массой в пять раз превышающей массу Солнца и светимостью от 600 до 1200 солнечных масс.

Белый карлик Сириус В.

Нейтронные звёзды

Нейтронные звезды — это остатки звёзд, образовавшиеся в результате взрывов сверхновых массивных звёзд в сочетании с гравитационным коллапсом.

Они образуются сверхгигантами с массой в 10–25 раз превышающей массу Солнца.

Помимо чёрных дыр, нейтронные звёзды являются самыми маленькими и плотными из известных звёздных объектов.

Обычно их масса составляет около 1,4 массы Солнца, и они сосредоточены в радиусе всего 10 километров.

Эти остатки состоят почти исключительно из нейтронов — субатомных частиц с нейтральным зарядом.

Температура их поверхности составляет около 600 000 К, а гравитационное поле в 200 миллиардов раз превышает гравитационное поле Земли.

Нейтронные звезды также образуются в двойных системах, содержащих белый карлик.

Если белый карлик аккрецирует массу от компаньона, он в конечном итоге превысит предел Чандрасекара.

Если ядро белого карлика состоит в основном из углерода и кислорода, то слияние этих элементов вызовет сверхновую типа Ia.

Однако, если центр состоит преимущественно из магния или более тяжелых элементов, то коллапс продолжается.

По мере увеличения плотности остатка электроны реагируют с протонами, образуя больше нейтронов.

С ростом плотности нейтроны становятся вырожденными.

Как только остаток сжимается до радиуса от 10 до 20 километров, он достигает нового равновесия и превращается в нейтронную звезду.

Это частично поддерживается давлением вырождения нейтронов, препятствующим коллапсу.

Более массивные нейтронные звезды не могут поддерживаться одним лишь давлением нейтронного вырождения.

Отталкивающие ядерные силы помогают предотвратить их коллапс.

В нейтронных звёздах коллапс ядра приводит к ускорению вращения из-за сохранения углового момента.

При образовании нейтронные звёзды сохраняют большую часть своего углового момента, но, поскольку они значительно меньше своих предшественников, их момент инерции заметно уменьшается.

Они вращаются со скоростью до нескольких сотен оборотов в секунду.

Если они испускают пучки электромагнитного излучения, их можно обнаружить как пульсары.

Нейтронные звезды массой более 2,16 солнечных масс не могут поддерживаться давлением вырождения и ядерными силами.

Они продолжают коллапсировать, образуя черные дыры.

Самой массивной нейтронной звездой, известной по состоянию на 2022 год, является PSR J0952–0607, миллисекундный пульсар в двойной системе.

Его масса составляет 2,35 ± 0,17 солнечных масс.

Это самый быстро вращающийся пульсар в Млечном пути и второй по скорости вращения пульсар из всех обнаруженных на сегодняшний день.

Пульсары — это быстро вращающиеся нейтронные звёзды, испускающие электромагнитные пучки из своих магнитных полюсов.

Если пучки направлены в сторону Земли, их можно обнаружить как импульсы излучения.

Эти импульсы имеют короткие и регулярные периоды, от миллисекунд до секунд.

Подобно белым карликам, нейтронные звезды не выделяют тепло после своего образования.

Их температура со временем понижается, а скорость вращения замедляется в течение очень длительного периода.

Нейтронная звезда Геминга (Geminga).

Черные дыры

Черные дыры определяются как области пространства-времени, где гравитация настолько сильна, что ничто не обладает энергией, необходимой для их выхода.

Это происходит потому, что достаточное количество материи или энергии сжимается в радиус настолько малый, что скорость убегания превышает скорость света.

Граница, за пределы которой ничто, включая свет и другие электромагнитные волны, не может вырваться, называется горизонтом событий.

Черные дыры образуются из остатков звезд массой около 2-3 солнечных масс, в которых давление нейтронного вырождения не может предотвратить коллапс.

Они образуются в результате сверхновых.

В настоящее время неясно, может ли звезда коллапсировать непосредственно в черную дыру, не образовав предварительно нестабильную нейтронную звезду или не вызвав сверхновую.

Черные дыры не отражают свет и не могут быть обнаружены непосредственно.

Об их существовании можно судить по наблюдению за их взаимодействием с окружающей материей и орбитами близлежащих звезд.

Считается, что черные дыры испускают излучение Хокинга — излучение черного тела, которое уменьшает их массу и энергию вращения, в результате чего они в конечном итоге испаряются.

Черные дыры, которые не набирают массу, поглощая ее из окружающей среды, предположительно сжимаются и исчезают в течение очень длительного периода времени.

Черные дыры, образующиеся в результате коллапса массивных звезд, часто называют черными дырами звездной массы или коллапсарами, чтобы отличать их от черных дыр средней массы и сверхмассивных черных дыр.

Черные дыры средней массы могут образовываться в результате слияния черных дыр звезд, аккреции или столкновения массивных звезд в плотно упакованных звездных скоплениях.

Сверхмассивные черные дыры обнаруживаются в центрах галактик.

Их образование до сих пор является предметом продолжающихся исследований.

На этом рисунке художника изображена недавно открытая черная дыра звездной массы в спиральной галактике NGC 300. Масса черной дыры примерно в двадцать раз превышает массу Солнца, и она связана со звездой Вольфа–Райе (Wolf–Rayet), которая сама станет черной дырой. Благодаря наблюдениям, проведенным с помощью прибора FORS2, установленного на Очень большом телескопе ESO, астрономы подтвердили более раннее предположение о том, что черная дыра и звезда Вольфа–Райе танцуют друг вокруг друга в дьявольском вальсе с периодом около 32 часов. Астрономы также обнаружили, что черная дыра отбирает вещество у звезды, когда они вращаются вокруг друг друга. Как такая тесно связанная система пережила бурные фазы, предшествовавшие образованию черной дыры, до сих пор остается загадкой.

Если у вас остались вопросы или вы хотите оставить комментарий по этой статье - напишите его в разделе комментариев ниже.

До скорых встреч! Заходите!