Еволюція зірок

Еволюція зірок в астрономії — ланцюжок перетворень, що зазнають зіркою в період її життя. Життя зірки тривати сотні тисяч, мільйонів або мільярдів років, до тих поки вона випромінює світло і тепло. Протягом таких масштабних відрізків часу змінюються фізичні характеристики, внутрішня будова і хімічний склад.

 

Фундаментальні задачі теорії еволюції зірок – трактування формування зірок, трансформації їх спостережуваних параметрів, вивчення генетичної взаємозв’язку різних груп зірок, аналіз їх кінцевих станів.

 

Зірка – це газова куля, в гідростатичному і тепловому рівновазі. “Народження” зірки – це формування гидростатически рівноважного об’єкта, випромінювання якого підтримуються за рахунок власних джерел енергії. “Смерть” зірки – безповоротне порушення рівноваги, що веде до руйнування зірки або до її катастрофічного стиснення.

 

Процедура розвитку зірки обумовлена в основному її масою і початковим хімічним складом. Деяким, але не вирішальним фактором є обертання зірки і її магнітне поле, проте роль цих чинників у розвитку зірки ще вивчена не повністю. Хімічний склад зірки обумовлений часом її створення і, її розташування в Галактиці в момент формування.

 

Зірка починає своє життя як холодне розряджений хмара міжзоряного газу, сжимающееся під дією власного тяжіння і поступово набуває форму кулі. При стисненні енергія гравітації переходить у тепло, і температура об’єкта збільшується. Коли температура в центрі доходить до 15 — 20 мільйонів К, починаються термоядерні реакції і стиск зупиняється. Об’єкт стає повноцінною зіркою.

 

Перша стадія життя зірки аналогічна сонячної — в ній панують реакції водневого циклу. В таких умовах вона знаходиться більший відрізок свого життя, до тих пір, поки не вичерпаються запаси палива в її ядрі. Коли в центрі зірки весь водень переходить в гелій, отримуємо гелиевое ядро, а термоядерну горіння водню залишається на периферії ядра.

 

 

 

Еволюція зірки класу G на прикладі Сонця.

 

 

 

У цей відрізок часу структура зірки змінюється. Її світність зростає, зовнішні шари розширюються, а температура поверхні знижується — зірка перетворюється на червоного гіганта. На цьому відрізку еволюції зірка проводить значно менше часу, ніж на головній послідовності. Коли маса акумульована гелиевого ядра стає суттєвою, воно не витримує власної ваги і стартує процес стиснення; якщо зірка досить масивна, збільшується при цьому температура може спровокувати подальше термоядерну перетворення гелію в більш важкі елементи (гелій — вуглець, вуглець — кисень, кисень — кремній, і нарешті — кремній в залізо).

 

Простежити еволюцію зірок на прикладі однієї зірки немислимо — більшість зміни в зірках відбуваються надзвичайно повільно, щоб бути зафіксованими навіть після багатьох століть. Тому вчені спостерігають безліч зірок, для кожної з яких характерна своя певна стадія життєвого циклу. За останні кілька десятиліть повсюдне застосування в астрофізиці знайшло моделювання еволюції зірок з застосуванням комп’ютерів.

Посилання на основну публікацію