Поздние стадии эволюции звезд

Когда водород в ядре звезды заканчивается, термоядерный синтез в центральной области прекращается, и возникает дисбаланс между гравитацией и давлением. Ядро начинает сжиматься под действием собственной гравитации, а внешние слои — расширяться и охлаждаться. Этот процесс приводит к превращению звезды в красного гиганта (для звёзд малой и средней массы) или красного сверхгиганта (для массивных звёзд).

Температура поверхности в этой стадии падает до 3000–5000 К, но общий радиус может увеличиться в сотни раз по сравнению с исходным. При этом светимость звезды возрастает, несмотря на снижение температуры, за счёт огромной площади поверхности.

Во внешних слоях начинает гореть водород в оболочке вокруг инертного гелиевого ядра. Это оболочечное горение водорода поддерживает излучательное давление и предотвращает немедленный коллапс.

Гелиевый всплеск и горизонтальные ветви

По мере роста температуры и давления в сжимающемся гелиевом ядре, наступает момент, когда гелий начинает сгорать в реакциях тройного альфа-процесса:

3 ⁴He → ¹²C + γ

У маломассивных звёзд (с массой ≲ 2,25 M☉) гелиевое ядро вырождено, и начало горения гелия происходит в виде гелиевого всплеска — взрывного, но локализованного явления. При этом вся внутренняя структура перестраивается, и звезда перемещается на горизонтальную ветвь диаграммы Герцшпрунга—Рассела, где стабильно сжигает гелий в ядре.

У более массивных звёзд (M ≳ 2,25 M☉) гелий загорается постепенно, без всплеска, поскольку вырождение не наступает.

Асимптотическая ветвь гигантов (AGB)

После исчерпания гелия в ядре вновь начинается его сжатие и разогрев, а термоядерный синтез продолжается в двух оболочках: гелиевая оболочка сжигается на углерод, а вокруг неё — водородная оболочка. Звезда снова расширяется и вступает в фазу асимптотической ветви гигантов.

Характерной особенностью AGB-звёзд являются:

сильная пульсационная нестабильность;
потеря массы через мощный звёздный ветер;
формирование пылевых оболочек;
термальные пульсы — циклические вспышки гелиевого горения в оболочке;
конвективные эпизоды — глубокая конвекция приносит на поверхность тяжёлые элементы (s-процесс, нуклеосинтез).

Эволюция маломассивных звёзд: планетарные туманности и белые карлики

Звёзды с начальными массами ≲ 8 M☉ не достигают температур, необходимых для слияния углерода и кислорода. В их ядрах после AGB-фазы формируется инертное ядро из углерода и кислорода, окружённое остатками оболочек. Сильный звёздный ветер приводит к отбрасыванию внешних слоёв, и возникает планетарная туманность — светящийся газовый кокон, освещённый ультрафиолетовым излучением обнажённого горячего ядра.

Это ядро быстро охлаждается и уплотняется, превращаясь в белый карлик — компактный объект с массой до 1,4 M☉ (предел Чандрасекара), размерами порядка земных, плотностью до 10⁶ г/см³. Белые карлики не поддерживают термоядерные реакции и излучают только за счёт остаточного тепла.

Эволюция массивных звёзд: неонно-кислородно-кремниевые стадии

У звёзд с начальными массами ≳ 8–10 M☉ температура в сжимающемся углеродно-кислородном ядре может достигнуть значений, при которых запускаются реакции:

слияние углерода (T ≈ 6×10⁸ K)
слияние неона (T ≈ 1.2×10⁹ K)
слияние кислорода (T ≈ 1.5×10⁹ K)
слияние кремния (T ≈ 2.5×10⁹ K)

Каждая последующая стадия длится всё меньше: если горение водорода может продолжаться миллионы лет, то горение кремния длится всего несколько дней или часов. Ядро при этом постепенно насыщается железными и никелевыми ядрами.

Коллапс железного ядра и сверхновые типа II

Железо и близкие к нему по массе элементы обладают наибольшей связующей энергией на нуклон, и дальнейший синтез не даёт выделения энергии, а наоборот — требует её. По мере накопления железа и роста массы ядра до критического предела (~1.4 M☉), поддерживающее давление вырожденных электронов перестаёт сдерживать гравитацию.

Начинается гравитационный коллапс, который приводит к нескольким важнейшим процессам:

нейтронизация вещества:

p + e⁻ → n + ν_e

высвобождение огромного количества нейтрино, уносящих до 99% гравитационной энергии;
образование плотного ядра — нейтронной звезды (если масса позволяет).

Когда падающие оболочки достигают ядра, происходит отскок (bounce) и формируется ударная волна. При поддержке нейтрин она выносит внешние слои в космос — вспышка сверхновой типа II.

Конечные стадии: нейтронные звёзды и чёрные дыры

Судьба остатка после вспышки сверхновой определяется его массой:

нейтронная звезда: если масса остатка < 2.2–3 M☉ (точное значение зависит от уравнения состояния ядерной материи). Это объект радиусом ~10–12 км, плотностью около 10¹⁴ г/см³, состоящий почти полностью из нейтронов. Часто проявляется как радиопульсар.
чёрная дыра: если масса остатка превышает предел устойчивости нейтронных звёзд. Гравитационное сжатие становится неостановимым, образуется область, из которой ничто не может покинуть горизонта событий. Методы обнаружения включают рентгеновское излучение от аккреционного диска и гравитационные волны.

Обогащение межзвёздной среды

Поздние стадии эволюции звёзд — особенно AGB-звёзды и вспышки сверхновых — играют ключевую роль в химической эволюции Галактики. Они выбрасывают в окружающее пространство тяжёлые элементы:

углерод, кислород, неон — от AGB-звёзд;
железо, кремний, магний, никель — от сверхновых;
тяжёлые элементы (стронций, барий, уран) — в результате s- и r-процессов.

Эти элементы становятся строительным материалом для новых звёзд и планетных систем, определяя химический состав следующего поколения звёзд.