Кафедра     
ДПР

На тему:
Эволюция звезд
Новосибирск, 2008


План:
1. Введение………………………………….…….…….…3

2. Возникновение звезд…………………………….…..…4

3. Зрелость. Поздние годы и гибель звёзд……….………8

   -Планетарные туманности……………….…….…..…..16

   -Сверхновые……………………………….……….…...17

   - Крабовидная туманность……………….…………….18

   - Нейтронные звезды……………………………….…..23

   -Черные дыры…………………..……………………....24

4. Заключение……………………………………..……...25

5.Список литературы………………………………….…28
Введение.



Окружающий нас мир состоит из различных химических элементов. Как образовались эти элементы в естественных условиях? В настоящее время общепризнанной является точка зрения, что элементы, из которых состоит Солнечная система, образовались в ходе звездной эволюции. С чего начинается образование звезды?

Звёздная эволюция— 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. За такие колоссальные промежутки времени звезда претерпевает значительные изменения. Физические закономерности, связывающие наблюдаемые характеристики звезд, отражаются на диаграмме цвет-светимость - диаграмме Герцшпрунга - Расселла, на которой звезды образуют отдельные группировки - последовательности: главную последовательность звезд, последовательности сверхгигантов, ярких и слабых гигантов, субгигантов, субкарликов и белых карликов.

Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газового шара возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает бо́льшую часть своей жизни, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса её изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно тяжела, возрастающая при этом температура может вызвать термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.

Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой — многие изменения в звёздах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными даже по прошествии многих веков. Выход из положения кроется в изучении множества звёзд, каждая, из которой находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое распространение в астрофизике получило моделирование структуры звёзд с использованием вычислительной техники.
Возникновение звезд.
       Не так давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвёздных газа и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены поразительные фотографии области неба, входящей в состав Большой Туманности Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звёзд. На снимках 1947г. в этом месте была видна группа из трёх звездоподобных объектов. К 1954г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959г. эти продолговатые образования распались на отдельные звёзды - впервые в истории человечества люди наблюдали, рождение звёзд буквально на глазах этот беспрецедентный случай показал астрономам, что звёзды могут рождаться за короткий интервал времени, и казавшиеся ранее странными рассуждения о том, что звёзды обычно возникают в группах, или звёздных скоплениях, оказались справедливыми.

     Каков же механизм их возникновения? Рождение звезды не может быть исключительным событием: во многих участках неба существуют условия, необходимые для появления этих тел.

     В результате тщательного изучения фотографий туманных участков Млечного Пути удалось обнаружить маленькие чёрные пятнышки неправильной формы, или глобулы, представляющие собой массивные скопления пыли и газа. Они выглядят чёрными, так как не испускают собственного света и находятся между нами и яркими звёздами, свет от которых они заслоняют. Эти газово-пылевые облака содержат частицы пыли, очень сильно поглощающие свет, идущий от расположенных заними звёзд. Размеры глобул огромны - до нескольких световых лет в поперечнике. Несмотря на то, что вещество в этих скоплениях очень разрежено, общий объём их настолько велик, что его вполне хватает для формирования небольших скоплений звёзд, по массе близких к Солнцу. Для того чтобы представить себе, как из глобул возникают звёзды, вспомним, что все звёзды излучают и их излучение оказывает давление. Разработаны чувствительные инструменты, которые реагируют на давление солнечного света, проникающего сквозь толщу земной атмосферы. В чёрной глобуле под действием давления излучения, испускаемого окружающими звёздами, происходит сжатие и уплотнение вещества. Внутри глобулы гуляет "ветер", разметающий по всем направлениям газ и пылевые частицы, так что вещество глобулы пребывает в непрерывном турбулентном движении.

   Глобулу можно рассматривать как турбулентную газово-пылевую массу, на которую со всех сторон давит излучение. Под действием этого давления объём, заполняемый газом и пылью, будет сжиматься, становясь всё меньше и меньше. Такое сжатие протекает в течение некоторого времени, зависящего от окружающих глобулу источников излучения и интенсивности последнего. Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы в центре глобулы, тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к её центру. Падая, частицы вещества приобретают кинетическую энергию и разогревают газово-пылевое облако.

   Падение вещества может длиться сотни лет. Вначале оно происходит медленно, неторопливо, поскольку гравитационные силы, притягивающие частицы к центру, ещё очень слабы. Через некоторое время, когда глобула становится меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинает происходить быстрее. Но глобула огромна, не менее светового года в диаметре. Это значит, что расстояние от её внешней границы до центра может превышать 10 триллионов километров. Если частица от края глобулы начнёт падать к центру со скоростью немногим менее 2км/с, то центра она достигнет только через 200 000 лет. Наблюдения показывают, что скорости движения газа и пылевых частиц на самом деле гораздо больше, а потому гравитационное сжатие происходит значительно быстрее.

   Падение вещества к центру сопровождается весьма частыми столкновениями частиц и переходом их кинетической энергии в тепловую. В результате температура глобулы возрастает. Глобула становится протозвездой и начинает светиться, так как энергия движения частиц перешла в тепло, нагрела пыль и газ.

     В этой стадии протозвезда едва видна, так как основная доля её излучения приходится на далёкую инфракрасную область. Звезда ещё не родилась, но зародыш её уже появился. Когда температура в центре протозвезды достигает 10 млн. К, начинаются сложные (но детально изученные) термоядерные реакции, в ходе которых из ядер водорода (протонов) образуются ядра гелия; каждые четыре протона,   объединяясь, создают атом гелия. Сначала, когда соединяются друг с другом   два протона, возникает атом тяжёлого водорода, или дейтерия. Затем последний сталкивается с третьим протоном, и в результате реакции   рождается лёгкий изотоп гелия, содержащий два протона и один нейтрон.

   В сумятице, которая царит в ядре звезды, быстро движущиеся атомы лёгкого   гелия иногда сталкиваются друг с другом, в результате чего появляется атом   обычного гелия, состоящий из двух протонов и двух нейтронов. Два лишних   протона возвращаются обратно в горячую смесь, чтобы когда-нибудь опять   вступить в реакцию, порождающую гелий. В этом процессе около 0,7% массы   превращается в энергию. Описанная цепочка реакций - один из важных   термоядерных циклов, протекающих в ядрах звёзд при температуре около 10 млн. К. Некоторые астрономы считают, что при более низких температурах могут протекать другие реакции, в которых участвуют литий, бериллий и бор.   Но они тут, же делают оговорку, что если такие реакции и имеют место, то их   относительный вклад в генерацию энергии незначителен.  Когда температура в недрах звезды снова увеличивается, в действие вступает   ещё одна важная реакция, в которой в качестве катализатора участвует   углерод. Начавшись с водорода и Углерода-12, такая реакция приводит к   образованию Азота-13, который спонтанно распадается на Углерод-13 - изотоп   Углерода, более тяжёлый, чем тот, с которого реакция начиналась. Углерод-13 захватывает ещё один протон, превращаясь в Азот-14. Последний,  подобным же путём становится Кислородом-15. Этот элемент также неустойчив   и в результате спонтанного распада превращается в Азот-15. И, наконец, Азот-15, присоединив к себе четвёртый протон, распадается на Углерод-12 и   гелий.

Таким образом, побочным продуктом этих термоядерных реакций является

 Углерод-12, который может вновь положить начало реакциям данного типа.

    Объединение четырёх протонов приводит к образованию одного атома гелия, а разница в массе четырёх протонов и одного атома гелия, составляющая около  0,7% от первоначальной массы, проявляется в виде энергии излучения звезды. Важно, что механизм генерации энергии в звезде зависит от   температуры. Именно температура ядра звезды определяет скорость процессов. Астрономы  считают, что при температуре около 13 млн. К углеродный цикл относительно   несущественен. Следовательно, при такой температуре преобладает протон - протонный цикл. При увеличении температуры до 16 млн. К, вероятно, оба  цикла дают равный вклад в процесс генерации энергии. Когда же температура   ядра поднимается выше 20 млн. К, преобладающим становится углеродный цикл.

   Как только энергия звезды начинает обеспечиваться за счёт ядерных реакций, гравитационное сжатие, с которого начался весь процесс, прекращается.  Теперь самоподдерживающаяся реакция может продолжаться в течение времени,  длительность которого зависит от начальной массы звезды и составляет  примерно от 1 млн. лет до 100 млрд. лет и больше. Именно в этот период звезда достигает главной последовательности и начинает свою долгую жизнь,  протекающую почти без изменений. Целую вечность проводит звезда в этой стадии. Ничего особенного с ней не происходит, она не привлекает к себе   пристального внимания. Теперь это всего-навсего полноценный член звёздной  колонии, затерянный среди множества собратьев. Среди сформировавшихся звёзд встречается огромное многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе — от 0,5 до более чем 20 солнечных масс. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется массой. Как правило, новые звезды «занимают своё место» на главной последовательности согласно диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Речь не идёт о физическом перемещении звезды — только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. То есть, речь идёт, фактически, лишь об изменении 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 уходит с главной последовательности.
    Внешние слои звёзд, подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 масс Солнца, постепенно расширяются и, в конце концов, совсем покидают ядро звезды. На месте гиганта остаётся маленький и горячий белый карлик.

   
Зрелость. Поздние годы и гибель звёзд.
    По прошествии от миллиона до нескольких 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, которое производилось этими реакциями и уравновешивало силу собственного гравитационного притяжения звезды, внешние слои начинают сжиматься к ядру. Температура и давление повышаются как во время формирования протозвезды, но на этот раз до гораздо более высокого уровня. Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия.

     Очень горячее ядро становится причиной чудовищного расширения звезды. Её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Таким образом звезда становится красным гигантом, и фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами (Переменной называется звезда, изменения блеска которой были надёжно обнаружены на достигнутом уровне наблюдательной техники. Для отнесения звезды к разряду переменных достаточно, чтобы блеск звезды хотя бы однажды претерпел изменение.).     То, что происходит в дальнейшем, вновь зависит от массы звезды.
     Однако процессы, протекающие в ядре звезды, несут в себе зародыши её грядущего разрушения.

      Если в ядре звезды вещество не перемешивается, в термоядерных реакциях начинают принимать участие слои, непосредственно примыкающие к гелиевому   ядру, что обеспечивает звезду энергией. Однако со временем запасы водорода   в этих слоях иссякают, и ядро разрастается всё больше и больше. Наконец   достигается состояние, когда в ядре совсем не остаётся водорода. Обычные   реакции превращения водорода в гелий прекращаются; звезда покидает главную   последовательность и вступает в сравнительно короткий (но интересный)   отрезок своего жизненного пути, отмеченный необычайно бурными реакциями.

     Когда водорода становится мало, и он больше не может участвовать в

реакциях, источник энергии иссякает. Но, как мы уже знаем, звезда

представляет собой тонко сбалансированный механизм, в котором давление,   раздувающее звезду изнутри, полностью уравновешено гравитационным   притяжением. Следовательно, когда генерация энергии ослабевает, давление   излучения резко падает, и силы тяготения начинают сжимать звезду. Снова   происходит падение вещества к её центру, во многом напоминающее то, с   которого началось рождение протозвезды. Энергия, возникающая при   гравитационном сжатии, намного больше энергии, выделяемой теперь в ядерных   реакциях, а раз так, то звезда начинает быстро сжиматься. В результате  верхние слои звезды нагреваются, она снова расширяется и растёт в размерах   до тех пор, пока внешние слои не станут достаточно разреженными, лучше   пропускающими излучение звезды. Полагают, что звезда типа Солнца может   увеличиться настолько, что заполнит орбиту Меркурия. После того как звезда   начинает расширяться, она покидает главную последовательность и, как мы   уже видели, дни её теперь сочтены. С этого момента жизнь звезды начинает   клониться к закату.

Когда звезда сжимается, за счёт работы сил тяготения выделяется огромная   энергия, которая раздувает звезду. Казалось бы, это должно привести к падению температуры в ядре. Но это не так. Против ожидания температура в   ядре звезды резко возрастает. В относительно тонком слое вокруг ядра всё   ещё происходит обычное ядерное выгорание водорода, что приводит к  увеличению содержания гелия в ядре. Когда в ядре концентрируется около   половины массы звезды, последняя расширяется до своего максимального   размера и её цвет из белого становится жёлтым, а затем красным, так как   температура поверхности звезды уменьшается. Теперь звезда вступает в новую   фазу. Температура ядра растёт до тех пор, пока не превысит 200 млн. К. При   такой температуре начинает выгорать гелий, в результате чего образуется   углерод. Три ядра гелия, сливаясь, превращаются в ядро углерода, который   оказывается более лёгким, чем три исходных ядра гелия, поэтому такая   реакция также идёт с выделением энергии. Снова давление радиации, которое   играло столь важную роль, когда звезда находилась на главной   последовательности, начинает противодействовать тяготению, и ядро звезды   опять удерживается от дальнейшего сжатия. Звезда возвращается к обычным   размерам; по мере того как это происходит, температура её поверхности   растет, и она из красной становится белой.
   В этот момент по некоторым загадочным причинам звезда оказывается  неустойчивой. Астрономы полагают, что переменные звёзды, то есть звёзды,   периодически меняющие свою светимость, возникают на этой стадии звёздной   эволюции, так как процесс сжатия происходит не гладко, и на некоторых его   этапах возникают ритмические колебания звезды. На этой стадии звезда может   пройти через фазу новой, в течение которой она внезапно выбрасывает в   межзвёздное пространство значительное количество вещества; оно, принимая   вид расширяющейся оболочки, может содержать значительную часть массы   звезды. Вспышки некоторых новых многократно повторяются, и это означает,   что одной вспышки недостаточно, чтобы звезда достигла устойчивости. Но со   временем она приобретает устойчивость, колебания исчезают, звезда начинает   свой длинный путь к звёздному кладбищу. Даже на этой стадии звезда ещё   способна к активности. Она может стать сверхновой. Причина, по которой   звезда оказывается способной на такую активность, обусловлена количеством   вещества, оставшимся у неё к этой стадии.   Основным продуктом ядерных реакций является гелий. По мере того как   перерабатывается всё больше и больше водорода, растёт гелиевое ядро   звезды. Водород исчезает, следовательно, энерговыделение за счёт этого   источника также прекращается. Но при температуре около 200 млн. К   открывается ещё один путь, следуя которому гелий порождает более тяжёлые   элементы, и в этом процессе выделяется энергия. Два атома гелия   соединяются, образуя атом бериллия, который обычно вновь распадается на   атомы гелия. Однако температуры и скорости реакций столь высоки, что,   прежде чем происходит распад бериллия, к нему присоединяется третий атом   гелия и образуется атом углерода.   Но процесс не останавливается, так как теперь атомы гелия, бомбардируя   углерод, порождают кислород, бомбардируя кислород, дают неон, а,   бомбардируя неон, производят магний. На этой стадии температура ядра ещё   слишком низка для образования более тяжёлых элементов. Ядро опять   сжимается, и так продолжается до тех пор, пока температура не достигнет   величины порядка миллиарда градусов и не начнётся синтез более тяжёлых   элементов. Если в результате дальнейшего сжатия ядра температура   поднимается до 3 млрд. К, тяжёлые ядра взаимодействуют друг с другом до   тех пор, пока не образуется железо. Процесс останавливается. Если атомы   гелия будут бомбардировать ядра железа, то вместо образования более   тяжёлых элементов произойдёт распад ядер железа.
   На этой стадии жизни звезды её ядро состоит из железа, окружённого слоями   ядер более лёгких элементов вплоть до гелия, а тонкий наружный слой   образован водородом, который ещё обеспечивает некоторое количество   энергии. Наконец наступает время, когда водород оказывается полностью   израсходованным и этот источник энергии иссякает. Перестают также   действовать и другие механизмы генерации энергии; звезда лишается всяких   средств для воспроизводства своих энергетических запасов. Это означает,   что она должна умереть. Теперь, исчерпав запасы ядерной энергии, звезда   может только сжиматься и использовать гравитационную энергию, чтобы   поддержать своё свечение. Звезда будет сжиматься и ярко светиться. Когда   же и эта энергия иссякнет, звезда начинает изменять свой цвет от белого к   жёлтому, затем к красному; наконец она перестаёт излучать и начинает   непрерывное путешествие в необозримом космическом пространстве в виде   маленького тёмного безжизненного объекта. Но на пути к угасанию обычная   звезда проходит стадию белого карлика.
    Продолжительность жизни звезды зависит от её массы. Звёзды с массой

меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного  топлива и могут светить десятки миллиардов лет. Внешние слои звёзд,  подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 масс Солнца, постепенно  расширяются и, в конце концов, совсем покидают ядро звезды. На месте  гиганта остаётся маленький и горячий белый карлик.

  Считается, что белые карлики - это обнажившееся ядро звезды, находившейся  до сброса наружных слоев на ветви сверхгигантов. Белые карлики состоят из  углерода и кислорода с небольшими добавками водорода и гелия, однако у   массивных сильно проэволюционировавших звезд ядро может состоять из   кислорода, неона или магния. Белые карлики имеют чрезвычайно высокую  плотность(10^6 г/cм3). Ядерные реакции в белом карлике не идут. Белый   карлик находится в состоянии гравитационного равновесия и его давление определяется давлением вырожденного электронного газа. Поверхностные   температуры белого карлика высокие - от 100,000 К до 200,000 К. Для белых   карликов существует зависимость "масса - радиус", причем чем больше масса,   тем меньше радиус. Существует предельная масса, так называемый предел Чандрасекара, выше которой давление вырожденного газа не может   противостоять гравитационному сжатию и наступает коллапс звезды, т.е.   радиус стремится к нулю. Радиусы большинства белых карликов сравнимы с   радиусом Земли.
   Белые карлики являются наиболее известными и важнейшими представителями   "семейства карликов", называемых часто так только из-за своего размера.   Однако с точки зрения зволюции к ним следует относить звезды на конечной   стадии эволюции, то есть в условиях, когда ядерные реакции уже не могут   происходить и не могут вести (даже в самом отдаленном будущем) к   качественным изменениям звездной структуры.
   Наиболее распространены белые карлики состоящие из углерода и кислорода с   гелиево-водородной оболочкой. Массы белых карликов 0.6 М[sun] -   1.44M[sun], радиусы порядка земного, поверхностная температура может быть   относительно высока (от 100,000 К до 200,000 К), что и объясняет их   название. Главная черта строения - это ядро, гравитационное равновесие в   котором поддерживается вырожденным электронным газом, свойства которого не   допускают никаких дальнейших изменений его структуры. Давление   вырожденного газа уравновешивает силы гравитации (при заданной массе), а   потеря тепла от невырожденной компоненты вещества не меняют этого   давления, и сами потери относительно невелики. Светимость обеспечивается   за счет самых внешних, невырожденных, и потому сжимающихся, слоев.

   Во Вселенной много белых карликов. Одно время они считались редкостью, но   внимательное изучение фотопластинок, полученных в обсерватории Маунт-Паломар (США), показало, что их количество превышает 1500. Удалось  оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сфере с  радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звёзд. История открытия белых карликов восходит к началу 19 в., когда Фридрих Вильгельм Бессель, прослеживая движение наиболее яркой звезды Сириус, открыл, что её путь является не прямой линией, а имеет волнообразный характер. Собственное движение звезды происходило не по прямой линии; казалось, что она едва заметно смещалась из стороны в сторону. К 1844 г.,  спустя примерно десять лет после первых наблюдений Сириуса, Бессель пришёл  к выводу, что рядом с Сириусом находится вторая звезда, которая, будучи   невидимой, оказывает на Сириус гравитационное воздействие; оно   обнаруживается по колебаниям в движении Сириуса. Ещё более интересным   оказалось то обстоятельство, что если тёмный компонент действительно существует, то период обращения обеих звёзд относительно их общего центра  тяжести равен приблизительно 50 годам.

   В 1862 г. в Кембридже, штате Массачусетс (США)  Алван Кларк, крупнейший строитель телескопов в США, Университетам штата   Миссисипи было поручено сконструировать телескоп с объективом диаметром 18,5 дюйма (46 см), который должен был стать самым большим телескопом в мире. После того как Кларк закончил обработку линзы телескопа, нужно было проверить, обеспечена ли необходимая точность формы её поверхности. С этой целью линзу установили в подвижной трубе и направили на Сириус - самую яркую звезду, являющуюся лучшим объектом для проверки линз и выявления их  дефектов. Зафиксировав положение трубы телескопа, Алван Кларк увидел   слабый «призрак», который появился на восточном краю поля зрения телескопа  в отблеске Сириуса. Затем, по мере движения небосвода, в поле зрения попал и сам Сириус. Его изображение было искажено - казалось, что «призрак» представляет собой дефект линзы, который следовало бы устранить, прежде   чем сдать линзу в эксплуатацию. Однако эта возникшая в поле зрения  телескопа слабая звёздочка оказалась компонентом Сириуса, предсказанным Бесселем. В заключение следует добавить, что из-за начавшейся первой мировой войны телескоп Кларка так никогда и не был отправлен в Миссисипи - его установили в Дирбоновской обсерватории, вблизи Чикаго, а линзу  используют, по сей день, но на другой установке.
   Таким образом, Сириус стал предметом всеобщего интереса и многих

исследований, ибо физические характеристики двойной системы заинтриговали   астрономов. С учётом особенностей движения Сириуса, его расстояние до   Земли и амплитуды отклонений от прямолинейного движения астрономам удалось определить характеристики обеих звёзд системы, названых Сириус А и Сириус В. Суммарная масса обеих звёзд оказалась в 3,4 раза больше массы Солнца. Было найдено, что расстояние между звёздами почти в 20 раз превышает   расстояние между Солнцем и Землёй, то есть примерно равно расстоянию между   Солнцем и Ураном; полученная на основании измерения параметров орбиты  масса Сириуса А оказалась в 2,5 раза больше массы Солнца, а масса Сириуса  В составила 95% массы Солнца. После того как были определены светимости   обеих звёзд, обнаружилось, что Сириус А почти в 10 000 раз ярче, чем Сириус В. По абсолютной величине Сириуса А мы знаем, что он примерно в   35,5 раза светит сильнее Солнца. Отсюда следует, что светимость Солнца в 300 раз превышает светимость Сириуса В.

    Светимость любой звезды зависит от температуры поверхности звезды и её

размеров, то есть диаметра. Близость второго компонента к более яркому

Сириусу А чрезвычайно осложняет определение его спектра, что необходимо   для установки температуры звезды. В 1915г. с использованием всех   технических средств, которыми располагала крупнейшая обсерватория того   времени Маунт-Вилсон (США), были получены удачные фотографии спектра Сириуса. Это привело к неожиданному открытию: температура спутника  составляла 8000 К, тогда как Солнце имеет температуру 5700 К. Таким  образом, спутник в действительности оказался горячее Солнца, а это

означало, что светимость единицы его поверхности также больше.

   Такова история открытия первого белого карлика. Однако, возникает логичный вопрос: каким образом вещество можно сжать так, чтобы один кубический сантиметр его весил 100 кг?Каким же образом происходит превращение звезды в «белый карлик»?

   Когда в результате высокого давления вещество сжато до больших плотностей, как в белых карликах, то вступает в действие другой тип давления, так  называемое «вырожденное давление». Оно появляется при сильнейшем сжатии  вещества в недрах звезды. Именно сжатие, а не высокие температуры является причиной вырожденного давления. Вследствие сильного сжатия атомы  оказываются настолько плотно упакованными, что электронные оболочки начинают проникать одна в другую.

   Гравитационное сжатие белого карлика происходит в течение длительного

времени, и электронные оболочки продолжают проникать друг в друга до тех пор, пока расстояние между ядрами не станет порядка радиуса наименьшей- электронной оболочки. Внутренние электронные оболочки представляют собой  непроницаемый барьер, препятствующий дальнейшему сжатию. При максимальном  сжатии электроны уже не связаны с отдельными ядрами, а свободно движутся относительно них. Процесс отделения электронов от ядер происходит в  результате ионизации давлением. Когда ионизация становится полной, облако электронов движется относительно решетки из более тяжелых ядер, так что вещество белого карлика приобретает определенные физические свойства, характерные для металлов. В таком веществе энергия переносится к поверхности электронами, подобно тому, как тепло распространяется по железному пруту, нагреваемому с одного конца.
   Но электронный газ проявляет и необычные свойства. По мере сжатия

электронов их скорость все больше возрастает, потому что, согласно фундаментальному физическому принципу, два электрона, находящиеся в одном элементе фазового объема, не могут иметь одинаковые энергии.  Следовательно, чтобы не занимать один и тот же элемент объема, они должны двигаться с огромными скоростями. Наименьший размер допустимого объема зависит от диапазона скоростей электронов. Однако в среднем, чем ниже скорость электронов, тем больше тот минимальный объем, который они могут занимать. Иными словами, самые быстрые электроны занимают наименьший  объем. Хотя отдельные электроны носятся со скоростями, соответствующими внутренней температуре порядка миллионов градусов, температура полного  ансамбля электронов в целом остается низкой.

   Установлено, что атомы газа обычного белого карлика образуют решетку

 плотно упакованных тяжелых ядер, сквозь которую движется вырожденный

 электронный газ. Ближе к поверхности звезды вырождение ослабевает, и на

 поверхности атомы ионизированы не полностью, так что часть вещества

 находится в обычном газообразном состоянии.
   Анализ спектров карликов приводит к выводу, что толщина их атмосферы составляет  всего несколько сотен метров. В этой атмосфере астрономы обнаруживают различные знакомые химические элементы. Известны белые карлики двух типов - холодные и горячие. В атмосферах более горячих белых карликов содержится некоторый запас водорода, хотя, вероятно, он не превышает 0,05%. Тем не  менее, по линиям в спектрах этих звёзд были обнаружены водород, гелий, кальций, железо, углерод и даже окись титана. Атмосферы холодных белых карликов состоят почти целиком из гелия; на водород, возможно, приходится меньше, чем один атом из миллиона. Температуры поверхности белых карликов   меняются от 5000 К у "холодных" звёзд до 50 000 К у "горячих".

    Под атмосферой белого карлика лежит область невырожденного вещества, в котором содержится небольшое число свободных электронов. Толщина этого слоя 160  км, что составляет примерно 1% радиуса звезды. Слой этот может меняться со временем, но диаметр белого карлика остаётся постоянным и равным примерно 40 000 км. Как правило, белые карлики не уменьшаются в размерах после  того, как достигли этого состояния. Они ведут себя подобно пушечному ядру,  нагретому до большой температуры; ядро может менять температуру, излучая энергию, но его размеры остаются неизменными. Чем же определяется  окончательный диаметр белого карлика? Оказывается его массой. Чем больше масса белого карлика, тем меньше его радиус; минимально возможный радиус  составляет 10 000 км. Теоретически, если масса белого карлика превышает  массу Солнца в 1,2 раза, его радиус может быть неограниченно малым. Именно  давление вырожденного электронного газа предохраняет звезду от всяческого дальнейшего сжатия, и, хотя температура может меняться от миллионов  градусов в ядре звезды до нуля на поверхности, диаметр её не меняется. Со  временем звезда становится тёмным телом с тем же диаметром, который она  имела, вступив в стадию белого карлика.
   Под верхним слоем звезды вырожденный газ практически изотермичен, то есть температура почти постоянна вплоть до самого центра звезды; она составляет несколько миллионов градусов - наиболее реальная цифра 6 млн. К.

   Теперь, когда известны некоторые представления о строении белого карлика, возникает вопрос: почему он светится? Очевидно одно: термоядерные реакции исключаются. Внутри белого карлика отсутствует водород, который  поддерживал бы этот механизм генерации энергии.
   Единственный вид энергии, которым располагает белый карлик, - это тепловая  энергия. Ядра атомов находятся в беспорядочном движении, так как они  рассеиваются вырожденным электронным газом. Со временем движение ядер  замедляется, что эквивалентно процессу охлаждения. Электронный газ,  который не похож не на один из известных на Земле газов, отличается  исключительной теплопроводностью, и электроны проводят тепловую энергию к  поверхности, где через атмосферу эта энергия излучается в космическое  пространство. Астрономы сравнивают процесс остывания горячего белого  карлика с остыванием железного прута, вынутого из огня. Сначала белый  карлик охлаждается быстро, но по мере падения температуры внутри него  охлаждение замедляется. Согласно оценкам, за первые сотни миллионов лет  светимость белого карлика падает на 1% от светимости Солнца. В конце  концов, белый карлик должен исчезнуть и стать чёрным карликом, однако на  это могут понадобиться триллионы лет, и, по мнению многих учёных, представляется весьма сомнительным, чтобы возраст Вселенной был достаточно велик для появления в ней чёрных карликов.

   Другие астрономы считают, что и в начальной фазе, когда белый карлик ещё  довольно горяч, скорость охлаждения невелика. А когда температура его  поверхности падает до величины порядка температуры Солнца, скорость

охлаждения увеличивается, и угасание происходит очень быстро. Когда недра   белого карлика достаточно остынут, они затвердеют.

   Так или иначе, если принять, что возраст Вселенной превышает 10 млрд. лет,   красных карликов в ней должно быть намного больше, чем белых. Зная это, астрономы предпринимают поиски красных карликов. Пока они безуспешны. Массы белых карликов определены недостаточно точно. Надёжно их можно   установить для компонентов двойных систем, как в случае Сириуса. Но лишь  немногие белые карлики входят в состав двойных звёзд. В трёх наиболее  хорошо изученных случаях массы белых карликов, измеренные, с точностью  свыше 10% оказались меньше массы Солнца и составляли примерно половину её.

   Теоретически предельная масса для полностью вырожденной не вращающейся  звезды должна быть в 1,2 раза больше массы Солнца. Однако если звёзды  вращаются, а по всей вероятности, так оно и есть, то вполне возможны  массы, в несколько раз превышающие солнечную.
   Сила тяжести на поверхности белых карликов примерно в 60-70 раз больше,  чем на Солнце. Если человек весит на Земле 75 кг, то на Солнце он весил бы  2тонны, а на поверхности белого карлика его вес составлял бы 120-140 тонн.  С учётом того, что радиусы белых карликов мало отличаются и их массы почти  совпадают, можно заключить, что сила тяжести на поверхности любого белого  карлика приблизительно одна и та же. Во Вселенной много белых карликов.  Одно время они считались редкостью, но внимательное изучение фотопластинок, полученных в обсерватории Маунт-Паломар, показало, что их  количество превышает 1500. Астрономы полагают, что частота возникновения  белых карликов постоянна, по крайней мере, в течение последних 5 млрд.  лет. Возможно, белые карлики составляют наиболее многочисленный класс объектов на небе. Удалось оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сфере с радиусом в 30 световых лет должно  находиться около 100 таких звёзд. Возникает вопрос: все ли звёзды  становятся белыми карликами в конце своего эволюционного пути?

  

Планетарные туманности
.
   Важнейший шаг в решении проблемы был сделан, когда астрономы нанесли положение центральных звёзд планетарных туманностей на диаграмму  температура - светимость. Планетарная туманность выглядит как протяжённая масса газов эллипсоидной формы со слабой, но горячей звездой в центре. В действительности эта масса представляет собой сложную турбулентную, концентрическую оболочку, которая расширяется со скоростями 15-50 км/с.   Хотя эти образования выглядят как кольца, на деле они являются оболочками, и скорость турбулентного движения газа в них достигает примерно 120 км/с. Оказалось, что диаметры нескольких планетарных туманностей, до которых  удалось измерить расстояние, составляют порядка 1 светового года, или  около 10 триллионов километров. Расширяясь с указанными выше скоростями, газ в оболочках становится очень разряженным и не может возбуждаться, а  следовательно, его нельзя увидеть спустя 100 000 лет.

   Многие планетарные туманности, наблюдаемые нами сегодня, родились в

последние 50 000 лет, а типичный их возраст близок к 20 000 лет.   Центральные звёзды таких туманностей - наиболее горячие объекты среди известных в природе. Температура их поверхности меняется от 50 000 до 1

млн. К. Из-за необычайно высоких температур большая часть излучения звезды приходится на далёкую ультрафиолетовую область электромагнитного спектра.

   Это ультрафиолетовое излучение поглощается, преобразуется и переизлучается  газом оболочки в видимой области спектра, что и позволяет нам наблюдать  оболочку. Это означает, что оболочки значительно ярче, нежели центральные  звёзды, - которые на самом деле являются источником энергии, - так как  огромное количество излучения звезды приходится на невидимую часть  спектра.
   Из анализа характеристик центральных звёзд планетарных туманностей

следует, что типичное значение их массы заключено в интервале 0,6-1 масса

Солнца. А для синтеза тяжёлых элементов в недрах звезды необходимы большие  массы. Количество водорода в этих звёздах незначительно. Однако газовые  оболочки богаты водородом и гелием.
   Некоторые астрономы считают, что 50-95 % всех белых карликов возникли не  из планетарных туманностей. Таким образом, хотя часть белых карликов   целиком связана с планетарными туманностями, по крайней мере, половина или более из них произошли от нормальных звёзд главной последовательности, не   проходящих через стадию планетарной туманности.

   Если масса звезды примерно вдвое превышает массу Солнца, то такие звёзды   на последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. Такие звёзды могут   взорваться как сверхновые, а затем сжаться до размеров шаров радиусом   несколько километров, т.е. превратиться в нейтронные звёзды.
Сверхновые.
   Около семи тысяч лет назад в отдалённом уголке космического пространства внезапно взорвалась звезда, сбросив с себя наружные слои вещества. Сравнительно большая и массивная звезда вдруг столкнулась с серьёзной  энергетической проблемой - её физическая целостность оказалась под  угрозой. Когда была пройдена граница устойчивости, разразился

 захватывающий, чрезвычайно мощный, один из самых катастрофических во всей   Вселенной взрывов, породивший сверхновую звезду.
  Шесть тысяч лет мчался по космическим просторам свет от этой звезды из

созвездия Тельца и достиг, наконец, Земли. Это случилось в 1054 г. В Европе наука была тогда погружена в дрему, и у арабов она переживала период застоя, но в другой части Земли наблюдатели заметили объект, величественно сверкающий на небе перед восходом Солнца.
   Четвёртого июля 1054 г. китайские астрономы, вглядываясь в небо, увидели   светящийся небесный объект, который был много ярче Венеры. Его наблюдали в   Пекине и Кайфыне и назвали "звездой-гостьей". Это был самый яркий после   Солнца объект на небе. В течение 23 дней, вплоть до 27 июля 1054 г., он  был виден даже днём. Постепенно объект становился слабее, но всё же  оставался видимым для невооружённого глаза ещё 627 дней и наконец исчез 17 апреля 1056 г. Это была ярчайшая из всех зарегистрированных сверхновых -  она сияла как 500 млн. Солнц. Если бы она находила от нас на таком  расстоянии, как ближайшая к нам звезда альфа Центавра, то даже самой  тёмной ночью при её свете мы могли бы свободно читать газету - она светила  бы значительно ярче, чем полная Луна.
     
Крабовидная туманность.


   После фотографирования и тщательного исследования участка неба, где

 находилась сверхновая, было обнаружено, что остатки сверхновой образуют сложную хаотическую расширяющуюся газовую оболочку, заключающую несколько  звёзд. Весь этот комплекс из газа и звёзд был назван Крабовидной туманностью. Источником вещества туманности является одна из центральных  звёзд, та самая, которая взорвалась семь тысяч лет назад. Это нейтронная   звезда. Она имеет температуру 6-7 млн. К и чрезвычайно малый диаметр. По   фотографиям и спектрограммам можно определить физические характеристики  звезды.

   Ни один космический объект не дал астрономам столько ценнейшей информации, как относительно небольшая Крабовидная туманность, наблюдаемая в созвездии  Тельца и состоящая из газового диффузного вещества, разлетающегося с большой скоростью. Эта туманность, являющаяся остатком сверхновой, наблюдавшейся в 1054 году, стала первым галактическим объектом, с которым был отождествлен источник радиоизлучения. Оказалось, что характер   радиоизлучения ничего общего с тепловым не имеет: его интенсивность   систематически возрастает с длиной волны. Вскоре удалось объяснить и  природу этого явления. В остатке сверхновой должно быть сильное магнитное  поле, которое удерживает созданные ею космические лучи (электроны,  позитроны, атомные ядра), имеющие скорости, близкие к скорости света. В магнитном поле они излучают электромагнитную энергию узким пучком в направлении движения. Обнаружение нетеплового радиоизлучения у Крабовидной   туманности подтолкнуло астрономов к поиску остатков сверхновых именно по этому признаку. Особенно мощным источником радиоизлучения оказалась   туманность, находящаяся в созвездии Кассиопеи, — на метровых волнах поток радиоизлучения от нее в 10 раз превышает поток от Крабовидной туманности, хотя она и значительно дальше последней. В оптических же лучах эта быстро  расширяющаяся туманность очень слаба. Полагают, что туманность в Кассиопее   — это остаток вспышки сверхновой, имевшей место около 300 лет назад.

   Крабовидная туманность стала первым   объектом, у которого было обнаружено рентгеновское излучение. В 1964 году   удалось обнаружить, что источник рентгеновского излучения, исходящего из   нее, протяженный, хотя его угловые размеры в 5 раз меньше угловых размеров   самой Крабовидной туманности. Из чего был сделан вывод, что рентгеновское   излучение испускает не звезда, некогда вспыхнувшая как сверхновая, а сама  туманность.
   В результате исследования выяснилось, что в Крабовидной туманности

различаются два типа излучающих областей. Во-первых, это волокнистая

сетка, состоящая из газа, нагретого до нескольких десятков тысяч градусов

и ионизированного под действием интенсивного ультрафиолетового излучения центральной звезды; газ включает в себя водород, гелий, кислород, неон,  серу. И, во-вторых, большая светящаяся аморфная область, на фоне которой  мы видим газовые волокна.
   Звезда с массой, превосходящей солнечную примерно на 20%, может со

временем стать неустойчивой. Это показал в своём блестящем теоретическом   исследовании, сделанном в конце 30-х годов нашего столетия, астроном   Чандрасекхар. Он установил, что подобные звёзды на склоне жизни порой

подвергаются катастрофическим изменениям, в результате чего достигается

 некоторое равновесное состояние, позволяющее звезде достойно завершить

свой жизненный путь. Многие астрономы занимались изучением последних

стадий звёздной эволюции и исследованием зависимости эволюции звезды от её   массы. Все они пришли к одному выводу: если масса звезды превышает предел   Чандрасекара, её ожидают невероятные изменения.
  Если масса звезды превосходит предел Чандрасекара, эффект вырождения уже   не в состоянии обеспечить необходимое соотношение давлений. Перед звездой остаётся только один путь для сохранения равновесия - поддерживать высокую  температуру. Но для этого требуется внутренний источник энергии. В процессе обычной эволюции звезда постепенно использует для этого ядерное  горючее. Однако как может звезда добыть энергию на последних стадиях  звёздной эволюции, когда ядерное топливо, регулярно поставляющее энергию,  на исходе? Конечно она ещё не энергетический «банкрот», она большой,  массивный объект, значительная часть массы которого находится на большом  расстоянии от центра, и у неё в запасе ещё есть гравитационная энергия.  Она подобна камню, лежащему на вершине высокой горы, и благодаря своему  местоположению обладающему потенциальной энергией. Энергия, заключённая во  внешних слоях звезды, как бы находится в огромной кладовой, из которой в  нужный момент её можно извлечь.
   Итак, чтобы поддерживать давление, звезда теперь начинает сжиматься,

пополняя, таким образом, запас своей внутренней энергии. Как долго продолжается это сжатие? Фред Хойл и его коллеги тщательно исследовали

подобную ситуацию и пришли к выводу, что в действительности происходит

катастрофическое сжатие, за которым следует катастрофический взрыв.

   Толчком взрыву, избавляющему звезду от избытка массы, является значение плотности, создаваемое при сжатии. Избавившись от избыточной массы, звезда   тут же возвращается на путь обычного угасания.

   Наибольший интерес для учёных представляет процесс, в ходе которого шаг за  шагом осуществляется постепенное выгорание ядерного топлива. Для расчёта этого процесса используется информация, полученная из лабораторных опытов;  огромную роль при этом играют современные быстродействующие вычислительные машины. Хойл и Фаулер смоделировали с помощью ЭВМ процесс энерговыделения   в звезде и проследили её ход. В качестве примера они взяли звезду, масса   которой втрое превосходит солнечную, то есть звезду, находящуюся далеко за   пределом Чандрасекара. Звезда с такой массой должна иметь светимость, в 60   раз превышающую светимость Солнца, и время жизни около 600 млн. лет.

   Мы уже знаем, что в ходе обычных термоядерных реакций, протекающих в

 недрах звезды почти в течение всей её жизни, водород превращается в гелий.

   После того как значительная часть вещества звезды превратится в гелий,

 температура в её центре возрастает. При увеличении температуры примерно до 200 млн. К ядерным горючим становится гелий, который затем превращается в   кислород и неон. Таким образом, гелиевое ядро начинает порождать более тяжёлое ядро, состоящее из двух этих химических элементов. Теперь звезда  становится многослойной энергопроводящей системой. В тонкой оболочке, по  одну сторону от которой находится водород, а по другую гелий, происходит  превращение водорода в гелий; эта реакция идёт с выделением энергии. Поэтому, пока такая реакция осуществляется, температура ядра звезды  неуклонно растёт. Сжатие звезды ведёт к уплотнению её ядра и росту  температуры в центре до 200-300 млн. К. Но даже при столь высоких  температурах кислород и неон вполне устойчивы и не вступают в ядерные  реакции. Однако через некоторое время ядро становится ещё плотнее,  температура удваивается, теперь она уже равняется 600 млн. К. И тогда  ядерным топливом становится неон, который в ходе реакций превращается, а  магний и кремний. Образование магния сопровождается выходом свободных  нейтронов. Когда звезда родилась из праматерии, она уже содержала  некоторые металлы группы железа. Свободные нейтроны, вступая в реакцию с  этими металлами, создают атомы более тяжёлых металлов - вплоть до урана -  самого тяжёлого из природных элементов.

   Но вот израсходован весь неон в ядре. Ядро начинает сжиматься, и снова

 сжатие сопровождается ростом температуры. Наступает следующий этап, когда  каждые два атома кислорода, соединяясь, порождают атом кремния и атом  гелия. Атомы кремния, соединяясь попарно, образуют атомы никеля, которые вскоре превращаются в атомы железа. В ядерные реакции, сопровождающиеся  возникновением новых химических элементов, вступают не только нейтроны, но  также протоны и атомы гелия. Появляются такие элементы, как сера,  алюминий, кальций, аргон, фосфор, хлор, калий. Температура ядра   поднимается до полутора миллиардов градусов. По-прежнему продолжается образование более тяжёлых элементов с использованием свободных нейтронов,  но на этой стадии из-за большой температуры происходят некоторые новые  явления.
   Хойл считает, что при температурах порядка миллиарда градусов возникает

мощное гамма-излучение, способное разрушать ядра атомов. Нейтроны и

протоны отрываются от ядер, но этот процесс обратимый: частицы вновь

соединяются, создавая устойчивые комбинации. Когда температура превысит

1,5 млрд. К, более вероятными становятся процессы распада ядер. Любопытным и неожиданным оказался следующий результат: при дальнейшем увеличении   температуры и усилении процессов разрушения и соединения ядра в итоге   присоединяют всё больше и больше частиц и, как следствие этого, возникают   более тяжёлые химические элементы. Так, при температурах 2-5 млрд. К   рождаются титан, ванадий, хром, железо, кобальт, цинк, и др. Но из всех   этих элементов наиболее представлено железо. Как и прежде, при превращении   лёгких элементов в тяжёлые вырабатывается энергия, удерживающая звезду от   коллапса. Своим внутренним строением звезда теперь напоминает луковицу, каждый слой которой заполнен преимущественно каким-либо одним элементом.

   Как отмечает Хойл, с образованием группы железа звезда оказывается

 накануне драматического взрыва. Ядерные реакции, протекающие в железном   ядре звезды, приводят к превращению протонов в нейтроны. При этом  испускаются потоки нейтрино, уносящие с собой в космическое пространство  значительное количество энергии звезды. Если температура в ядре звезды  велика, то эти энергетические потери могут иметь серьёзные последствия,  так как они приводят к снижению давления излучения, необходимого для  поддержания устойчивости звезды. И как следствие этого, в действие опять  вступают гравитационные силы, призванные доставить звезде необходимую  энергию. Силы гравитации всё быстрее сжимают звезду, восполняя энергию,  унесённую нейтрино. Как и прежде сжатие звезды сопровождается ростом  температуры, которая, в конце концов, достигает 4-5 млрд. К. Теперь  события развиваются несколько иначе. Ядро, состоящее из элементов группы  железа, подвергается серьёзным изменениям: элементы этой группы уже не  вступают в реакции с образованием более тяжёлых элементов, а начинают  снова превращаться в гелий, испуская при этом колоссальный поток  нейтронов. Большая часть этих нейтронов захватывается веществом внешних   слоёв звезды и участвует в создании тяжёлых элементов.

   На этом этапе, как указывает Хойл, звезда достигает критического

состояния. Когда создавались тяжёлые химические элементы, энергия

высвобождалась в результате слияния лёгких ядер. Тем самым огромные её

количества звезда выделяла на протяжении сотен миллионов лет. Теперь же

конечные продукты ядерных реакций вновь распадаются, образуя гелий: звезда   оказывается вынужденной восполнить утраченную ранее энергию. Остаётся   последнее её достояние - гравитация. Но чтобы звезда могла воспользоваться   этим резервом, плотность её ядра должна увеличиваться крайне быстро, то   есть ядро должно резко сжаться; происходит «взрыв внутрь», отрывающий ядро  звезды от её внешних слоёв. Он должен произойти за считанные секунды. Это  и есть начало конца массивной звезды.
   Имплозия, или взрыв внутрь, устраняет давление, поддерживавшее внешние   слои звезды, её оболочку, и с этого момента оболочка, сжимаясь, начинает падать на ядро. Падение сопровождается выделением колоссального количества   энергии - так ещё раз проявляет себя гравитация. Выделение энергии  приводит в свою очередь к резкому повышению температуры (примерно 3 млрд. К), и падающая оболочка звезды оказывается в необычных для неё   температурных условиях. Для звезды с температурой ядра, равной 2,5 млрд.   К, лёгкие элементы оболочки служат потенциальным ядерным топливом. Но  чтобы обеспечить свечение во время взрыва, температура должна подняться  выше этого значения - до 3 млрд. К. В течение секунды кинетическая энергия   звезды превращается в тепловую, и вещество оболочки нагревается. При такой   высокой температуре более лёгкие элементы - в основном кислород -   проявляют взрывную неустойчивость и начинают взаимодействовать.   Подсчитано, что за время меньше секунды в ходе этих ядерных реакций   выделяется энергия, равная энергии, которую Солнце излучает за миллиард  лет!
   Внезапно освободившаяся энергия срывает со звезды её наружные слои и

выбрасывает их в космическое пространство со скоростью, достигающей

нескольких тысяч километров в секунду. На эти слои приходится значительная  часть массы звезды. Газовая оболочка удаляется от звезды, образуя  туманность, которая простирается на многие миллионы миллионов километров.

   Газ по инерции продолжает удаляться от звезды до тех пор, пока, возможно

 через 100 000 лет, вещество туманности не станет настолько разряженным и

диффузным, что больше уже не сможет возбуждаться коротковолновым

излучением очень горячей материнской звезды; тогда мы перестанем его

видеть. Но самое главное: как в взорвавшемся веществе, так и в межзвездном

газе присутствует магнитное поле. Сжатие газа за фронтом ударной волны

 вызывает сжатие силовых линий и повышение напряжённости межзвёздного

магнитного поля, что в свою очередь приводит к увеличению энергии

электронов, и их ускорению. В результате остаётся сверхгорячая звезда,

масса которой уменьшилась именно настолько, чтобы она могла достойно

угаснуть и умереть. По всей вероятности она станет нейтронной звездой,

масса которой в 1,2-2 раза больше массы Солнца. Если же её масса превышает   массу Солнца более, чем вдвое, то она, в конечном счете, может

превратиться в чёрную дыру.   Сверхновые - очень редкие объекты. История засвидетельствовала лишь  несколько случаев появления сверхновых. Первая - это, конечно, Крабовидная  туманность, вторая - Сверхновая Тихо Браге, обнаруженная в 1572 г., и  третья - Сверхновая Кеплера, открытая им в 1604 г..  Недавно, 23 февраля 1987 года, в соседней с нами галактике — Большом

   Магеллановом Облаке — вспыхнула сверхновая, ставшая чрезвычайно важной для астрономов, поскольку была первой, которую они, вооружившись современными  астрономическими инструментами, могли изучить в деталях. И эта звезда дала подтверждение целой серии предсказаний. Одновременно с оптической вспышкой специальные детекторы, установленные на территории Японии и в штате Огайо

(США), зарегистрировали поток нейтрино — элементарных частиц, рождающихся при очень высоких температурах в процессе коллапса ядра звезды и легко проникающих сквозь ее оболочку. Эти наблюдения подтвердили ранее   высказанное предположение о том, что около 10% массы коллапсирующего ядра   звезды излучается в виде нейтрино в тот момент, когда само ядро сжимается   в нейтронную звезду. У очень массивных звезд при вспышке сверхновой ядра   сжимаются до еще больших плотностей и, вероятно, превращаются в черные   дыры, но сброс внешних слоев звезды все же происходит. В последние годы   появились указания на связь некоторых космических гамма-всплесков со сверхновыми. Возможно, и природа космических гамма-всплесков связана с   природой взрывов. Вспышки сверхновых оказывают сильное и многообразное влияние на окружающую

 межзвездную среду. Сбрасываемая с огромной скоростью оболочка сверхновой   сгребает и сжимает окружающий ее газ, что может дать толчок к образованию  из облаков газа новых звезд.
                        

Нейтронные звезды.
   Звёзды, у которых масса в 1,5-3 раза больше, чем у Солнца не смогут в

конце жизни остановить своё сжатие на стадии белого карлика. Мощные силы   гравитации сожмут их до такой плотности, при которой произойдёт

 «нейтрализация» вещества: взаимодействие электронов с протонами привёдёт к  тому, что почти вся масса звезды будет заключена в нейтронах. Образуется нейтронная звезда. Наиболее массивные звёзды могут обратиться в   нейтронные, после того как они взорвутся как сверхновые.

Нейтронная звезда может образоваться или из белого карлика в   двойной системе, или из массивной звезды.
Черные дыры.
   Если масса звезды в два раза превышает солнечную, то к концу своей жизни    звезда может взорваться как сверхновая, но если масса вещества оставшегося   после взрыва, всё ещё превосходит две солнечные, то звезда должна сжаться   в плотное крошечное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют   всякое внутреннее сопротивление сжатию. Учёные полагают, что именно в этот  момент катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению  чёрной дыры. Они считают, что с окончанием термоядерных реакций звезда уже  не может находиться в устойчивом состоянии. Тогда для массивной звезды  остаётся один неизбежный путь - путь всеобщего и полного сжатия (коллапса), превращающего её в невидимую чёрную дыру.
    В 1939 г. Р. Оппенгеймер и его аспирант Снайдер в Калифорнийском

университете (Беркли) занимались выяснением окончательной судьбы большой  массы холодного вещества. Одним из наиболее впечатляющих следствий общей   теории относительности Эйнштейна оказалось следующее: когда большая масса   начинает коллапсировать, этот процесс не может быть остановлен и масса  сжимается в чёрную дыру. Если, например, не вращающаяся симметричная  звезда начинает сжиматься до критического размера, известного как   гравитационный радиус, или радиус Шварцшильда (назван так в честь Карла  Шварцшильда, которой первым указал на его существование). Если звезда  достигает этого радиуса, то уже не что не может воспрепятствовать ей  завершить коллапс, то есть буквально замкнуться в себе. Чему же равен  гравитационный радиус? Строгое математическое уравнение показывает, что  для тела с массой Солнца гравитационный радиус равен почти 3 км, тогда как  для системы, включающей миллиард звёзд, - галактики - этот радиус  оказывается равным расстоянию от Солнца до орбиты планеты Уран, то есть  составляет около 3 млрд. км. Что же остается после взрыва черной дыры? В 1979г. Г. А, Вилковыский и В.   П. Фролов показали, что учет эффектов квантовой гравитации приводит к   тому, что черные дыры с массой, меньше планковской, не образуются. Поэтому   если только отсутствует сингулярность внутри черной дыры то имеются   следующие две возможности: черная дыра распадается полностью или в   результате распада остается элементарная черная дыра с массой порядка   планковской.
                                 Заключение.
И так, подведем итоги. Звезды образуются в газопылевых облаках межзвездной среды скоплений. Вещество протозвезды уплотняется и коллапсирует, в результате чего высвобождается гравитационная энергия и ядро нагревается до тех пор, пока температура не станет достаточно высокой для возникновения термоядерной реакции превращения водорода в гелий. Время протекания такого процесса сильно зависит от массы протозвезды. Так, для звезды массой в 10 солнечных масс требуется всего 300000 лет, что ничтожно мало по сравнению с 60 млн. лет для звезды с массой Солнца.

     Горение водорода в ядре продолжается до тех пор, пока не истощатся запасы топлива. В течение этой фазы звезда находится на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела. Как и ранее, здесь масштабы времени резко уменьшаются с увеличением массы. Для Солнца время жизни на главной последовательности составляет 10 млрд. лет (около половины которого уже прошло), а для звезды в три раза более массивной - только 500 млн. лет. Когда при исчерпании всего топлива горение водорода в ядре прекращается, в структуре звезды происходят фундаментальные изменения, связанные с потерей источника энергии. Звезда уходит с главной последовательности в область красных гигантов (сверхгигантов). Рост температуры и плотности в звёздном ядре ведёт к условиям, в которых может (в зависимости от массы) активироваться новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов. При температурах порядка 108 K кинетическая энергия ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера: два ядра гелия (альфа-частицы) могут сливаться с образованием нестабильного изотопа бериллия Be8: He4 + He4 = Be8.Большая часть Be8 снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении Be8 с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода C12: Be8 + He4 = C12 + 7,3 МэВ. Итак, что же происходит со звездой в зависимости от ее массы:
Массивные звезды

   По современным представлениям в звездах главной последовательности с массой больше 10 M¤  термоядерные реакции проходят в невырожденных условиях вплоть до образования самых устойчивых элементов железного пика. Масса эволюционирующего ядра слабо зависит от полной массы звезды и составляет 2–2,5 M¤. В настоящее время известны два основных фактора, приводящие к потере устойчивости и коллапсу:

= при температурах 5–10 миллиардов градусов начинается фотодиссоциация ядер железа – «развал» ядер железа на 13 альфа-частиц с поглощением фотонов,= при более высоких температурах – диссоциация гелия 4He > 2n + 2p и нейтронизация вещества (захват электронов протонами с образованием нейтронов).

   Сброс оболочки звезды объясняют взаимодействием нейтрино с веществом. Распад ядер требует значительных затрат энергии, т.к. представляет собой как бы всю цепочку термоядерных реакций синтеза водорода в железо, но идущую в обратном порядке, не с выделением, а с поглощением энергии. Вещество теряет упругость, ядро сжимается, температура возрастает, но все же не так быстро, чтобы приостановить сжатие. Большая часть выделяемой при сжатии энергии уносится нейтрино. Таким образом, в результате нейтронизации вещества и диссоциации ядер происходит как бы взрыв звезды внутрь – имплозия. Вещество центральной области звезды падает к центру со скоростью свободного падения. Образующаяся при этом гидродинамическая волна разрежения втягивает последовательно в режим падения все более удаленные от центра слои звезды.

   Начавшийся коллапс может остановиться упругостью вещества, достигшего ядерной плотности и состоящего в основном из вырожденных нейтронов ( нейтронная жидкость ). При этом образуется нейтронная звезда . Оболочка звезды приобретает огромный импульс (скорее всего, передающийся нейтрино) и сбрасывается в межзвездное пространство со скоростью 10 000 км/с. Такие остатки вспышек сверхновых при расширении взаимодействуют с межзвездной средой и заметно светятся. В некоторых типах остатков основная энергия в оболочку поступает в виде релятивистских частиц, рожденных быстровращающейся нейтронной звездой с сильным магнитным полем – пульсаром.

    Вспышки сверхновых, по-видимому, вызваны коллапсом белого карлика входящего в состав двойной звездной системы, при достижении им массы, близкой к пределу Чандрасекара, в процессе перетекания вещества с расширившейся в ходе эволюции соседней звезды. Причина потери устойчивости белого карлика – нейтронизация и эффекты общей теории относительности.

    При коллапсе ядер самых массивных звезд с массой более 30 масс Солнца имплозия ядра, по-видимому, приводит к образованию черной дыры.
   Протозвезда.

 Звезды образуются в результате гравитационной неустойчивости в холодных и плотных молекулярных облаках. Гигантские молекулярные облака с массами, большими 105 M¤  (их известно более 6 000), содержат 90 % всего молекулярного газа Галактики. Именно с ними связаны области звездообразования. Если бы гигантские молекулярные облака в Галактике свободно сжимались из-за гравитационной неустойчивости, то за 50 миллионов лет из них образовались бы звезды. Сжатию способствуют ударные волны при расширении остатков вспышек сверхновых , спиральные волны плотности и звездный ветер. Температура вещества при переходе от молекулярных облаков через фрагментацию облака (появление глоб) к звездам возрастает в миллионы раз, а плотность – в 1020 раз, увеличивается скорость вращения.

   Стадия развития звезды, характеризующаяся сжатием и не имеющая еще термоядерных источников энергии, называется протозвездой (греч. протос «первый»). По достижению температуры в несколько миллионов градусов в центре начинаются термоядерные реакции. Минимальная масса, которая необходима для этого, составляет около одной двенадцатой массы Солнца. Если вещества меньше, то реакции нуклеосинтеза никогда не начнутся. Объекты, массы которых лежат в промежутке 0,01–0,08 M¤, называются коричневыми карликами, которые из-за слабого излучения обнаружить чрезвычайно сложно.

    В 60-е годы ХХ века Ч. Хаяши и Т. Накано впервые подробно рассмотрели динамику сжатия протозвезды. Они показали, что в процессе сжатия температура фотосферы молодой звезды возрастает до 3 000 К, светимость звезды – до 300 L¤. Заключительные стадии формирования звезды могут быть весьма бурными. Помимо так называемого протозвездного ветра многие звезды выбрасывают с огромной скоростью в пространство гигантские струи горячего вещества – джеты, причины образования которых пока неизвестны.

Звезда. Ядро втягивает все, или почти все вещество, сжимается и когда температура внутри  превысит 10 млн.К, начинается процесс выгорания водорода (термоядерная реакция). Для звезд с M¤ от самого начала прошло 60 млн.лет, а для звезд с 10M¤ прошло 300000 лет. При массе ядра не превосходящей 0,08 массы Солнца, температуры такой не достигнет, возникнет коричневый карлик, который не попадает на главную последовательность, постепенно погаснет и в конце рассеется.
Список литературы.
1.     Зельдович Я. Б., Новиков И. Д. Теория тяготения и эволюция звезд. М.,Наука, 1971.
2.     Зельдович Я. Б., Новиков И. Д. Черные дыры во Вселенной. — Природа, 1972,  N 4, с. 28.
3.     Энцеклопедический словарь юного астронома,М.:Педагогика,1980 г.
4.     Астрономия: Учеб. для 11 кл. сред шк ., М:Провсещение,1990 г.
5.     Шкловский И.С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. – М., 1997
6.    http://ru.wikipedia.org/wiki/Звёздная_эволюция