Звездная эволюция

Стадии звездной эволюции

Звездная эволюция начинается с коллапса плотных областей в молекулярных облаках, где температура не превышает десятков Кельвинов. Под действием гравитации происходит сжатие фрагмента, масса которого превышает предел Джинса:

$$ M_J \approx \left( \frac{5kT}{G\mu m_H} \right)^{3/2} \left( \frac{3}{4\pi\rho} \right)^{1/2} $$

где k — постоянная Больцмана, T — температура, G — гравитационная постоянная, μ — средняя молекулярная масса, mH — масса атома водорода, ρ — плотность.

В процессе сжатия вещество нагревается, возрастает давление, но энергия продолжает излучаться в инфракрасном диапазоне, что способствует дальнейшему сжатию. Образуется протозвезда, внутри которой формируется гидростатическое равновесие.

Начало термоядерного синтеза и стадия главной последовательности

Когда температура в центре достигает порядка 107 К, запускаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Главные термоядерные циклы:

  • протон-протонный цикл (pp-цепь) — доминирует в звездах массой до 1.5M⊙;
  • цикл Бете (CNO-цикл) — становится основным источником энергии в более массивных звездах.

Выделяющаяся энергия уравновешивает гравитационное сжатие. Звезда входит в фазу главной последовательности и стабилизируется на десятки или сотни миллионов лет. На этой стадии звезда производит энергию за счет термоядерного синтеза, находясь в состоянии устойчивого гидростатического и термического равновесия.

Внутренняя структура звезды описывается уравнениями строения звезды:

  1. Уравнение гидростатического равновесия:

$$ \frac{dP}{dr} = -\frac{Gm(r)\rho(r)}{r^2} $$

  1. Уравнение радиационного переноса:

$$ \frac{dT}{dr} = -\frac{3\kappa\rho L(r)}{16\pi a c T^3 r^2} $$

  1. Уравнение непрерывности массы:

$$ \frac{dm}{dr} = 4\pi r^2 \rho(r) $$

  1. Уравнение энергетического баланса:

$$ \frac{dL}{dr} = 4\pi r^2 \rho(r) \epsilon(r) $$

где P — давление, T — температура, κ — коэффициент непрозрачности, L(r) — светимость внутри радиуса r, ϵ(r) — скорость энерговыделения на единицу массы, a — радиационная постоянная.

Эволюция после выгорания водорода

Когда запасы водорода в ядре исчерпаны, звезда теряет основной источник энергии. Ядро начинает сжиматься, температура растёт. Оболочка, окружающая ядро, начинает синтез водорода — звезда раздувается в красный гигант (или сверхгигант, если масса звезды велика).

В ядре может начаться сжигание гелия по тройному альфа-процессу:

3 4He →  12C + γ

Этот процесс требует температур порядка 108 К. После выгорания гелия возможны реакции образования кислорода, неона, магния и более тяжелых элементов — в зависимости от массы звезды.

Конечные стадии звезд разной массы

Звезды малой массы (до ~8 M_):

После стадий гиганта звезда сбрасывает внешние слои, образуя планетарную туманность. Остаётся белый карлик — вырожденное ядро, поддерживаемое электронным вырождением:

$$ P_{\text{выр}} \sim \frac{(3\pi^2)^{2/3}}{5} \frac{\hbar^2}{m_e} \left( \frac{Z}{A} \right)^{5/3} n^{5/3} $$

где n — плотность электронов, ℏ — постоянная Планка, me — масса электрона. Белый карлик остывает в течение миллиардов лет, не поддерживая термоядерных реакций.

Звезды средней и большой массы (более 8 M_):

Ядро продолжает сжиматься, запускаются термоядерные реакции сжигания тяжелых элементов. Слои ядра напоминают луковицу: от водорода на периферии до железа в центре. Железо не даёт энергии при синтезе — начинается гравитационный коллапс.

Происходит взрыв сверхновой (тип II). Ядро может превратиться в:

  • нейтронную звезду, поддерживаемую вырождением нейтронов;
  • черную дыру, если масса остатка превышает предел Толмана-Оппенгеймера-Волкова (~2.5–3 M⊙).

Сверхновые и нуклеосинтез

Сверхновые играют ключевую роль в обогащении межзвездной среды тяжелыми элементами. В момент взрыва реализуется мощный нейтринный поток и ударная волна, запускающая r-процесс (быстрое захватывание нейтронов), что приводит к синтезу ядер тяжелее железа, включая уран и торий.

Наряду с s-процессом (медленный захват нейтронов) в асимптотических гигантах, сверхновые ответственны за формирование почти всех элементов тяжелее железа, наблюдаемых во Вселенной.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела и траектории эволюции

Положение звезды на диаграмме Герцшпрунга — Рассела (HR-диаграмме) определяется её светимостью и температурой. Эволюционный путь звезды можно проследить по перемещению на диаграмме:

  • Главная последовательность — стабильное горение водорода;
  • Красный гигант — расширение и охлаждение внешних слоев;
  • Горизонтальная ветвь — сжигание гелия в ядре;
  • Асимптотическая ветвь гигантов — двойная оболочка горения;
  • Планетарная туманность → белый карлик (для маломассивных);
  • Сверхновая → нейтронная звезда или черная дыра (для массивных).

Влияние массы на эволюцию

Масса — главный параметр, определяющий судьбу звезды. Ключевые границы:

  •  ≲ 0.08M⊙: объекты не становятся звездами — бурые карлики, не достигающие температур, необходимых для водородного синтеза.
  • 0.08–0.5M⊙: красные карлики, медленно расходующие водород, могут существовать триллионы лет.
  • 0.5–8M⊙: звезды с фазой красного гиганта, завершающие жизнь как белые карлики.
  •  > 8M⊙: проходят через многократные стадии синтеза до железа, завершая эволюцию коллапсом.

Современные методы моделирования и наблюдения

Эволюция звёзд активно исследуется при помощи:

  • Компьютерных моделей гидродинамики и термоядерного синтеза;
  • Спектроскопии, позволяющей определять химический состав и стадии эволюции;
  • Астеросейсмологии, по колебаниям яркости и радиуса определяют внутреннюю структуру;
  • Нейтринной астрономии, особенно важной для изучения сверхновых.

Объединение теоретических моделей и наблюдательных данных позволяет уточнять параметры эволюции, тестировать модели нуклеосинтеза и гравитационного коллапса.

Оглавление