---

<< 5. Звезды | Оглавление | 5.2 Образование звезд. >>

5.1 Общие сведения

По своему физическому состоянию звезды можно разделить на нормальные, состоящие из невырожденного вещества (идеального газа), в недрах которых идут термоядерные реакции синтеза, и вырожденные (белые карлики, нейтронные звезды), равновесие которых поддерживается давлением квантово-механически вырожденных фермионов (электронов в случае белых карлиокв или нейтронов в случае нейтронных звезд). К особому классу следует отнести черные дыры, которые в обычном смысле звездами не являются. Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры объединяют общим названием "компактные остатки", т.к. они являются конечными продуктами эволюции обычных звезд. Полное число звезд и их остатков в нашей Галактике оценивается в .

Начнем с нормальных звезд. По своему разнообразию нормальные звезды не уступают галактикам, однако основными характеристиками звезд, определяющие их строение и эволюцию, являются их начальная масса и химический состав (отношение содержания гелия и более тяжелых элементов к водороду). Массы звезд лежат в пределах от до . Нижний предел связан с невозможностью протекания термоядерных реакций синтеза при меньших массах, верхний - с определяющей ролью давления излучения в массивных звездах. При больших массах светимость звезды превышает Эддингтоновский предел (см. Лекцию 7) эрг/с и т.о. стационарных звезд нет.

Эволюция звезд с массами завершается образованием белых карликов с массами меньше т.н. предела Чандрасекара (S.Chandrasekhar)) . В звездах больших масс ядерные реакции синтеза идут вплоть до образования железного ядра в центре звезды с массой около 2 солнечных, которое оказывается неустойчивым относительно гравитационного сжатия (коллапса). При коллапсе выделяется энергия связи ядра  эрг (в основном в виде нейтрино), а оставшаяся оболочка сбрасывается, порождая явление сверхновой звезды. Остатки сверхновых выбрасывают большую часть массы звезды в межзвездную среду, обогащая ее тяжелыми элементами - продуктами термоядерного синтеза. При вспышках сверхновых происходит и образование химических элементов тяжелее железа путем захвата нейтронов ядрами. Остатком гравитационного коллапса может быть нейтронная звезда с массой около полутора солнечных, или в случае очень массивных звезд - черная дыра.

Химический состав звезд (главным образом, содержание тяжелых элементов) определяет непрозрачность оболочки звезды для излучения, что сказывается на всех параметрах звезды (радиусе, центральной температуре и скорости протекания ядерных реакций). По своему химсоставу звезды делят на два больших класса (населения). К населению I типа относятся звезды бедные тяжелыми элементами (по массе содержание элементов тяжелее гелия меньше долей процента). Это старые маломассивные звезды-карлики, расположенные в сферических составляющих дисковых галактик, входящие в состав старых шаровых скоплений и в эллиптические галактики, т.е. там, где в современную эпоху нет активного звездообразования. К населению II относят молодые массивные звезды дисковой составляющей спиральных галактик, звезды в неправильных галактиках и входящие в состав молодых рассеянных скоплений - т.е. находящиеся в областях интенсивного звездообразования. Газ, из которого образуются звезды II населения, является продуктом эволюции звезд первого населения. Он не менее одного раза побывал в звездах и поэтому обогащен тяжелыми химическими элементами - продуктами ядерной эволюции звезд и вспышек сверхновых. Наше Солнце принадлежит к населению II типа. Иногда говорят о гипотетических звездах населения III типа, звездах, которые были образованы из первичного вещества (состоящего из водорода и гелия и малой примеси , , ) еще до образования галактик. Существование таких звезд не исключено, однако каких бы то ни было наблюдательных доказательств этого пока не получено.

Спектры звезд крайне разнообразны. Как мы видели в Лекции 2, спектр выходящего излучения из атмосферы звезды определяется физическим состоянием плазмы и ее химическим составом (коэффициенты излучения и поглощения). По своим спектральным свойствам звезды подразделяются на спектральные классы, обозначаемые буквами O, B, A, F, G, K, M (основные спектральные классы) в порядке убывания эффективной температуры от K до K. Одному и тому же спектральному классу могут соответствовать звезды разных радиусов. Удобным графическим представлением состояния звезды оказалась введенная в начале ХХ века диаграмма цвет-светимость (или светимость - эффективная температура), называемая диаграммой Герцшпрунга-Рассела (Hertzsprung-Russell) (см. Рис. 5.1). На этой диаграмме наиболее отчетливо прослеживается главная последовательность, ветвь гигантов и сверхгигантов, а также ветвь субкарликов и белых карликов. Звезды главной последовательности наиболее многочисленные, т.к. это звезды, в недрах которых идет термоядерное горение водорода в гелий. Это самая продолжительная стадия эволюции звезды. Последующие эволюционные стадии вплоть до образования компактного остатка по длительности составляют около 10% времени жизни звезды на главной последовательности.

После выгорания водорода звезда отходит от главной последовательности в сторону красных гигантов. При этом радиус звезды быстро увеличивается, эффективная температура падает. Источник энергии красных гигантов - горение водорода в слое, окружающем гелиевое ядро. На более поздних стадиях эволюции происходит горение гелия в углерод, углерода в кислород и т.д. вплоть до элементов железного пика во все возрастающем темпе. Для звезд с начальной массой образование белого карлика происходит на самом верху ветви гигантов и сопровождается относительно медленным истечением оболочки с образованием планетарной туманности. Более массивные звезды взрываются как сверхновые также на стадии красного сверхгиганта (в зависимости от химического состава вспышка сверхновой может произойти еще на стадии голубого сверхгиганта, как в случае со сверхновой 1987а в Большом Магеллановом Облаке).

---

<< 5. Звезды | Оглавление | 5.2 Образование звезд. >>