Конец жизненного пути звезды

Конец жизненного пути звезды. Большую часть своей жизни звезда находится на так называемой главной последовательности диаграммы цвет светимость диаграммы Герцшпрунга-Ресселла. Все остальные стадии эволюции звезды до образования компактного остатка занимают не более 10 от этого времени.

Именно поэтому большинство звезд, наблюдаемых в нашей Галактике скромные красные карлики с массой Солнца или меньше. Дальнейшая судьба звезды полностью определяется е массой. Каков же будет срок жизни звезды Ответить на этот вопрос не представляет труда, если знать механизм выделения энергии в звезде. Для звезд главной последовательности это термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Как известно из ядерной физики, освобождаемая при этом энергия равна примерно 0,1 от энергии покоя вещества Еmс2. Здесь m- масса вещества, с- скорость света.

Соотношение Еmс2 было установлено Альбертом Эйнштейном в 1917 г. Таким образом, полный запас термоядерной энергии в звезде составляет 0,001Мяс2, где Мя - масса ядра звезды, в котором и происходят термоядерные реакции. Учитывая, что масса ядра звезды пропорциональна е полной массе М, путм расчтов получаем приблизительное соотношение продолжительность превращения водорода в гелий равна 10 МL млрд. лет, где масса М и светимость L звезды выражены в массах и светимостях Солнца.

Для звезд с массой, близкой к солнечной, LМ4 это следует из наблюдений. Отсюда находим, что время их жизни 10М3 млрд. лет. Теперь ясно, что звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд составляет всего несколько миллионов лет Для подавляющего же большинства звезд время жизни сравнимо или даже превышает возраст Вселенной около 15 млрд. лет. Теперь мы подошли к основному вопросу во что превращаются звезды в конце жизни и как проявляют себя их остатки Звезды разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. Белые карлики, или будущее Солнца После выгорания термоядерного топлива в звезде, масса которой сравнима с массой Солнца, в центральной е части ядре плотность вещества становится настолько высокой, что свойства газа кардинально меняются.

Подобный газ называется вырожденным, а звезды, из него состоящие вырожденными звездами.

После образования вырожденного ядра термоядерное горение продолжается в источнике вокруг него, имеющем форму шарового слоя. При этом звезда переходит в область красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла. Оболочка красного гиганта достигает колоссальных размеров в сотни радиусов Солнца и за это время порядка 10-100 тыс. лет рассеивается в пространство. Сброшенная оболочка иногда видна как планетарная туманность. Оставшееся горячее ядро постепенно остывает и превращается в белый карлик, в котором силам гравитации противостоит давление вырожденного электронного газа, обеспечивая тем самым устойчивость звезды.

При массе около солнечной радиус белого карлика составляет всего несколько тысяч километров. Средняя плотность вещества в нм часто превышает 109 кгм3 тонну на кубический сантиметр. Ядерные реакции внутри белого карлика не идут. А свечение происходит за счт медленного остывания. Основной запас тепловой энергии белого карлика содержится в колебательных движениях ионов, которые при температуре ниже 15 тыс. Кельвинов образуют кристаллическую решетку.

Образно говоря, белые карлики - это гигантские горячие кристаллы. Постепенно температура поверхности белого карлика уменьшается и звезда перестат быть белой по цвету это скорее уже бурый или коричневый карлик. Масса белых карликов не может превышать некоторого значения это так называемый предел Чандрасекара по имени американского астрофизика, индийца по происхождению, Субрахманьяна Чандрасекара, он равен примерно 1,4 массы Солнца.

Если масса звезды больше, давление вырожденных электронов не может противостоять силам гравитации и за считанные секунды происходит катастрофическое сжатие белого карлика коллапс. В ходе коллапса плотность резко растт, протоны объединяются с вырожденными электронами и образуют нейтроны это называется нейтронизацией вещества, а освобождаемую гравитационную энергию уносят в основном нейтрино. Чем же заканчивается этот процесс По современным представлениям, коллапс может либо остановиться при достижении плотностей порядка 1017 кгм3, когда нейтроны сами становятся вырожденными и тогда образуется нейтронная звезда либо выделяемая энергия полностью разрушает белый карлик и коллапс по сути дела превращается во взрыв.

Нейтронные звезды Большинство нейтронных звезд образуются при коллапсе ядер звезд массой более 10 солнечных. Их рождение сопровождается грандиозным небесным явлением вспышкой сверхновой звезды. Зная из наблюдений, что вспышки сверхновых в нормальной галактике происходят примерно раз в 25 лет, легко вычислить, что за время существования нашей Галактики 10-15 млрд. лет в ней должно было образоваться несколько сот миллионов нейтронных звезд Как же они должны проявлять себя Молодые