Рождение и эволюция звезд

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Эволюция тесных двойных систем. 
Когда звезда рождается после фрагментации и сжатия межзвездного облака, в ней начинаются термоядерные реакции синтеза гелия из водорода. На диаграмме Герцшпрунга-Рессела "спектр-светимость" она выходит на ветвь Главной последовательности. Затем, на стадии расширения, она уходит в область красных гигантов, а далее вступает в полосу нестабильности и, сбросив конвективную оболочку, превращается в планетарную туманность. Оставшееся ядро, сжимаясь, эволюционирует в белый карлик с химическим составом, определяемым исходной массой звезды. Нейтронные звезды и черные дыры — результат эволюции тяжелых звезд, с первоначальной массой более 10 солнечных. Совсем иначе выглядит судьба звезд в тесных системах, когда оба компонента существенно меняют и ускоряют протекающие физические процессы. 
Эволюция двойных звезд зависит от их массы, поэтому они разделяются на мало массивные двойные, звезды умеренных масс и на массивные двойные системы. В каждой из этих групп, в свою очередь, эволюция звезд зависит от расстояния между компонентами и от соотношения их масс. 
На первом этапе эволюция систем умеренных масс и массивных звезд развивается по одному сценарию. Сначала они находятся на главной последовательности. Следующий этап связан с тем, что один из компонентов двойной системы окажется массивнее другого. В его центральной части выше температура и давление, что приводит к более быстрому выгоранию водорода в ядре. Как следствие, звезда расширяется и заполняет свою полость Роша. Система из разделенной становится полу разделённой, и с этого момента начинается перетекание вещества, часть которого рассеивается в межзвездном пространстве, а часть попадает на вторую звезду. Примером такого процесса является двойная β Лиры. Необходимо отметить, что при больших орбитальных периодах первичный компонент может заполнить полость Роша на стадии, когда большая часть водорода уже выгорела, или на стадии горения гелия в ядре.

Сценарии эволюции массивных двойных звезд 
После первичного обмена масс изначально более тяжелый компонент быстро эволюционирует. В его ядре последовательно происходит выгорание гелия с образованием углерода, затем выгорает углерод с образованием кислорода и так до образования железного ядра. После этого звезда становится нестабильной. Происходит коллапс ядра, и она взрывается как сверхновая II типа. Остаток сверхновой коллапсирует в нейтронную звезду или черную дыру. Для описания таких объектов необходимо учитывать эффекты общей теории относительности Эйнштейна, поэтому их называют релятивистскими (от английского слова relativity — относительность). На этой стадии эволюции система еще не проявляет себя как рентгеновская массивная двойная система. 
Выброс звездой части своего вещества образует быстро расширяющуюся туманность. Проходит некоторое время, и вторичная звезда, находясь на стадии сверхгиганта, заполняет, наконец, полость Роша. Начинается интенсивный перенос вещества. Оно достигает релятивистской звезды и, прежде чем поглотиться, излучает в рентгеновском диапазоне. С этого момента система переходит в класс массивных рентгеновских звезд. Двойные звезды на этой стадии эволюции относят к рентгеновским новым. 
При большой скорости переноса образуется общая оболочка, поглощающая рентгеновское излучение. Большое количество вещества делает систему невидимой в рентгеновском диапазоне. Релятивистская звезда погружается вглубь оболочки. Если плотность вещества оболочки вблизи этой звезды становится достаточно большой, то двойная система превращается в быстровращающийся гигант с релятивистским ядром. Однако слипания ядер может не произойти, и тогда образуется тесная двойная система, в которой расстояние между компонентами значительно меньше первоначального. После выгорания ядерного топлива вторая звезда тоже взрывается как сверхновая. При этом распад системы практически неизбежен, т.к. взрывается более массивная звезда (вторичный компонент после первого обмена масс стал массивнее за счет аккреции вещества первичного), и образуются две убегающие друг от друга звезды. 
Кроме приведенной, наиболее вероятной, схемы эволюции массивных двойных звезд существует еще одна, в которой заполнение полости Роша происходит на стадии горения водорода в ядре. Таким образом, двойная система становится полу разделённой еще тогда, когда обе звезды находятся на главной последовательности. Скорость, с которой вторичный компонент может поглощать вещество, ограничена, поэтому при дальнейшем увеличении радиуса расширяющейся звезды, приводящем к увеличению скорости аккреции, образуется общая оболочка. На следующем этапе первичный компонент после выгорания водорода в ядре начнет сжиматься, но, с началом горения водорода в слоевом источнике, вновь расширится и возобновится обмен веществом. 
Также возможен сценарий эволюции, приводящий к слиянию обоих компонентов. Таким ходом развития тесных двойных систем больших масс можно объяснить возникновение наиболее массивных звезд класса Of с наибольшей известной температурой поверхности (около 40000 К). 
При первом обмене первичный компонент может потерять около 60% вещества, а вторичный — соответственно увеличить свою массу и стать более массивным, чем первичный. В этом варианте сценария эволюции он про эволюционирует быстрее и, на стадии горения водорода в слоевом источнике, сбросит оболочку, а первичная звезда будет эволюционировать как немассивная звезда главной последовательности. 
 
 

 

 

 

 

Сценарии эволюции двойных звезд умеренных масс

Рассмотрим наиболее вероятные этапы эволюции двойных звезд умеренных масс (у которых масса крупного компонента находится в интервале от 1,5 до 10 солнечных). В одном из вариантов эволюции могут образоваться контактные двойные системы на стадии горения водорода в ядре, ниже он будет рассмотрен более подробно, для мало массивных звезд. Необходимо отметить, что вероятность слияния звезд в общей оболочке выше именно для таких систем. 
В другом варианте эволюции первый обмен масс происходит на этапе образования вырожденного гелиевого ядра у первичного компонента, что приводит к появлению системы, состоящей из компактного гелиевого (или более тяжелого) карлика и звезды главной последовательности, окруженной быстровращающимся диском из вещества первичного компонента. Затем наступает момент, когда вторичный компонент начинает расширяться. При этом в наиболее широких системах он может не достигнуть полости Роша. Таким образом, получим систему, типичную для симбиотических звезд. 
В более тесных системах вторичный компонент заполняет свою полость Роша, что, как правило, приводит к образованию общей оболочки вследствие быстрой аккреции вещества. Далее оболочка рассеется и останется тесная система, состоящая из вырожденных карликов. Звезды на этом этапе превращаются в планетарные туманности с двойным ядром. Двукратное образование общей оболочки в процессе эволюции тесных двойных звезд делает их еще более тесными, а широкие системы становятся еще шире вследствие потери вещества. 
Таким образом, системы, у которых во время стадии с общей оболочкой в процессе сближения большая полуось орбиты осталась больше трех солнечных радиусов, заканчивают эволюцию аналогично системам с большими полуосями орбиты, не проходящими стадию с общей оболочкой. Однако если компоненты сблизились так, что полуось стала меньше 3 радиусов Солнца, то в дальнейшем, вследствие излучения гравитационных волн, они сблизятся еще сильнее. В результате компонент с меньшей массой и, следовательно, с большим радиусом, первым заполнит полость Роша. Для систем, состоящих из углеродно-кислородных карликов, процесс обмена веществом невозможен, что приведет к разрушению компонента, заполнившего свою полость Роша. Дальнейшая судьба получившегося объекта — вырожденного карлика, окруженного массивным диском — зависит от скорости аккреции вещества диска карликом. При малой скорости система устойчива и, если суммарная масса карлика и диска не превосходит чандрасекаровский предел, равный 1,44 масс Солнца, то образуется вырожденный белый карлик. В случае если эта масса превысит 1,44 солнечной, вспыхнет сверхновая I типа. 
Если диск состоял из гелия, при большой скорости аккреции образуется протяженная гелиевая оболочка. Конечный итог эволюции — образование вырожденного карлика. Среди множества вариантов эволюции здесь рассмотрены лишь некоторые, с наибольшей вероятностью реализации. 
 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Заключение. 
Если имеется расходуемое топливо, то, во-первых, каково его происхождение? Во-вторых, что бывает, когда оно рано или поздно заканчивается? - Ответы на эти вопросы имеют важнейшее значение, так как они влекут за собой ответы о происхождении и дальнейшем развитии вселенной в целом. 
Для начала была составлена звездная диаграмма спектальный класс - размеры (Герцшпрунгом и Расселом), из которой стало ясно, что эта зависимость не случайна, а представляет собой кривую эволюции звезд, от их рождения до их смерти. 
Но на диаграмме фактически было две кривых, которые авторы назвали соответственно "главной" и "побочной" последовательностями. (Конечно, звезды ложатся на эти кривые не совсем точно, а согласно некоторому статистическому распределению, но это никого не должно смущать - в физике такое встречается очень часто). Изучение химического состава показало, что звезды, лежащие на главной последовательности при своем рождении, состояли из практически чистого водорода, тогда как на побочной последовательности имели в своем составе значительное количество более тяжелых химических элементов. Также выяснилось, что звезды главной последовательности в среднем значительно крупнее вторичных (или звезд второго поколения), принадлежащих побочной последовательности. 
Наше Солнце - не что иное, как одна из типичных звезд побочной последовательности, то есть желтый карлик, имеющий в своем составе кроме водорода значительное количество более тяжелых элементов. 
Итак, теперь мы можем дать, абсолютно однозначный ответ на вопрос об образовании звезд - звезды образуются за счет гравитационного сжатия облаков межзвездного (галактического) газа. Это было проверено как с помощью математического моделирования, так и с помощью прямых наблюдений.

 

Список литературы.

 

1. Псковский Ю. П. Новые и сверхновые звёзды

 

2. Учебник астрономии, 11 класс. Москва. 2000 г.

 

3. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. 1984 г.