Чем массивнее была звезда, тем большее гелиевое ядро в ней образуется. Тем больше силы, стремящиеся его сжать. Тем больше давление в ядре и его температура. В большинстве звезд эта температура достаточна, чтобы начались ядерные реакции синтеза углерода из гелия. При большем повышении температуры могут проходить и реакции синтеза более тяжелых элементов. В самом общем случае, когда в ядре заканчивается все ядерное горючее, оно, не в силах больше сдерживать гравитационные силы, сжимается до размеров планет равных размеру Земли. Оболочка звезды (верхние ее слои) отрывается от ядра, образуя таким образом так называемые планетарные туманности - внешние слои звезд. Ядро, достигнув весьма типичных для умирающих звезд размеров Земли, больше не может сжаться. Электроны, ранее принадлежавшие отдельным атомам, уже нельзя отнести к тому или иному конкретному ядру атома, они как бы становятся общими, свободно перемещаясь, как в металле.
Такое состояние электронов называется электронным газом, его давление и уравновешивает гравитационное сжатие. Мы получили маленькую и очень горячую звезду, которая носит название белого карлика, с огромной плотностью. Он медленно излучает запасенное тепло в пространство, после чего остывает и превращается в черного карлика - остывшую, умершую звезду. Итак, красный гигант, расширившийся настолько, что потерял свои внешние слои, превращается в белого карлика c типичной для звезд массой и размерами, типичными для планет. Это - обычная судьба звезд, масса которых первоначально не превосходит 10 солнечных масс. Рассеявшиеся оболочки звезд могут снова в последствие пойти на образование порождающих звезды газовых облаков.
Массивные звезды
Гравитационный коллапс - сжатие космического объекта под действием собственных сил тяготения, приводящее к значительному уменьшению его размеров
Парсек – единица измерения, определяющая расстояние между небесными телами за пределами Солнечной системы.
1 парсек = 3,086 • 1013 км
На сегодняшний день мы не можем исследовать самый важный этап развития звезды - рождение. Для численных расчетов требуются огромнейшие вычислительные мощности, связанные с тем, что образование звезды начинается с масштаба примерно в 1 парсек и заканчивается размерами Солнца. То есть размер исследуемого объекта уменьшается в миллионы раз, и это нужно описать одной и той же численной моделью, что практически невозможно. Однако общие детали этого процесса нам сейчас ясны, по крайней мере, для тех звезд, которые напоминают наше солнце, и звёзд меньшей массы. Если же говорить о звездах, массы которых превышают солнечную в десятки раз, то там пока, к сожалению, отсутствует даже общее понимание процесса. В случае с массивными звёздами возникает дополнительная сложность, связанная с тем, что они светят гораздо ярче, чем солнце, и мощность их излучения настолько высока, что они этим излучением расталкивают окружающее вещество. Тем самым массивная протозвезда сама ограничивает свою массу. Численные расчёты показывают, что в результате такого сжатия не может образоваться звезда с массой больше десяти-двадцати масс Солнца. В нашей галактике и в других системах наблюдаются звёзды, массы которых превышают солнечную во многие десятки раз. Как образуются эти звёзды, мы пока не понимаем. Есть несколько механизмов, которые объясняют их происхождение, но ни для одного из этих механизмов наблюдательного подтверждения пока нет. На этом этапе давления реакции ядерного синтеза уравновешивается силой тяжести, звезда потратит от сотен миллионов до миллиардов лет, в зависимости от размеров. В процессе существования водород и гелий постепенно выгорают в центре и обычные светила, имеющие значительную массу, становятся сверхгигантами. Встречаются такие объекты в молодых образованиях, таких как неправильные галактики или рассеянные скопления. Ещё существует сверхновые звёзды, взрыв звезды, при котором практически вся звезда разрушается, в течении недели, сверхновая звезда может затмить все другие звёзды галактики. Светимость сверхновой звезды в 109 раз больше чем светимость Солнца, а энергия, высвобождаемая при взрыве, равна всей энергии, которую излучила звезда в течении жизни. Это происходит в несколько стадий. В начале огромная звезда очень быстро развивается до стадии, когда различные ядерные процессы начинают протекать внутри звезды почти одновременно. В центре может образоваться железо, что означает конец производства ядерной энергии. Затем звезда начинает подвергаться гравитационному коллапсу. Это нагревает центр звезды до такой степени, что химические элементы распадаются, а новые реакции протекают со взрывной силой. Выбрасывается большая часть вещества звезды в космос, в то время как остатки центра звезды коллапсируют, пока звезда не станет полностью темной, возможно превратившись в очень плотную нейтронную звезду. Одна такая сверхновая была видна в 1054г. в созвездии Тельца, остатки этой звезды представляет собой облако газа, называемое Крабовидной туманностью. Нейтронные звезды и черные дыры являются финальными стадиями эволюции массивных звезд. Эти компактные объекты не только обладают интереснейшими астрофизическими проявлениями, но и представляют огромный интерес для фундаментальной физики. Нейтронная звезда – сверхплотная звезда, образующаяся в результате взрыва сверхновой. Вещество нейтронной звезды состоит в основном из нейтронов. В момент рождения нейтронной звезды, её температура очень высока – порядка 1011 K, но она очень быстро падает. Всего за несколько минут температура падает с 1011 до 109 K, за месяц – до 108 K. Затем нейтринная светимость резко снижается, так как она сильно зависит от температуры, и охлаждение происходит гораздо медленнее. Температура поверхности известных нейтронных звёзд, у которых её удалось измерить, составляет порядка от 105 до 106 K. Следующий за наружным слой имеет характеристики металла. Этот слой «сверхтвёрдого» вещества, находящегося в кристаллической форме. Эти кристаллы чрезвычайно малы: чтобы покрыть расстояние в 1 см, нужно выстроить в одну линию около 10 млрд. кристаллов. Плотность в этом слое более чем в 1 млн. раз выше, чем в наружном, или иначе, в 400 млрд. раз превышает плотность железа. Двигаясь дальше к центру звезды, мы пересекаем третий слой. Он включает в себя область тяжёлых ядер типа кадмия, но также богат нейтронами и электронами. Плотность третьего слоя в 1 000 раз больше, чем предыдущего. Глубже проникая в нейтронную звезду, мы достигаем четвёртого слоя, плотность при этом возрастает незначительно - примерно в пять раз. Тем не менее при такой плотности ядра уже не могут поддерживать свою физическую целостность: они распадаются на нейтроны, протоны и электроны. Большая часть вещества пребывает в виде нейтронов. На каждый электрон и протон приходится по 8 нейтронов. Этот слой можно рассматривать как нейтронную жидкость, «загрязнённую» электронами и протонами. Ниже этого слоя находится ядро нейтронной звезды. Здесь плотность примерно в 1,5 раза больше, чем в предыдущем слое. И тем не менее даже такое небольшое увеличение плотности приводит к тому, что частицы в ядре движутся много быстрее, чем в любом другом слое. Кинетическая энергия движения нейтронов, смешанных с небольшим количеством протонов и электронов, столь велика, что постоянно происходят неупругие столкновения частиц. В процессах столкновения рождаются все известные в ядерной физике частицы, которых насчитывается более тысячи. По всей вероятности, присутствует большое число ещё не известных нам частиц.
Чёрные дыры
Большой взрыв берет начало от бесконечно малой и бесконечно плотной точки – сингулярности. Откуда она появилась не известно. Но вдруг, по каким-то причинам, она разлетелась во все стороны – произошёл Большой взрыв и результатом этого стало образование нашей Вселенной.
Самое странное явление в физике, на сегодняшний день, является чёрные дыры. После истощения запасов ядерного топлива термоядерные реакции прекращаются, и звезда начинает сжиматься под собственным весом. Если она имеет довольно большую массу, ядро сжимается настолько сильно, что образуется черная дыра. Эти объекты имеют колоссальную массу при небольшом объеме, а гравитация их настолько сильна, что даже свет не может покинуть её притяжение. Важнейшее свойство черной дыры — что бы в нее ни попало, обратно оно не вернется. Можно сказать, что черная дыра — это пустое место с огромной массой. И эта массивная пустота затягивает в себя все, до чего может дотянуться. Учёные предполагают рождение чёрных дыр микроскопических размеров от столкновения двух частиц например, протонов. При ударе возможно их сильное сжатие, достаточное для появления микроскопической черной дыры, но время жизни её ничтожно и опасности она не представляет. Большой взрыв вполне мог способствовать появлению этих объектов, потому что тогда плотность материи была очень высокой. Но небольшие дыры наверняка испарились, теряя массу посредством излучений и потоков частиц. Большой взрыв вполне мог способствовать появлению этих объектов, потому что тогда плотность материи была очень высокой. До наших времён могли дожить лишь тела, массы которых были больше 1012 кг. Нынешний размер таких объектов сопоставим с протоном или нейтроном. Установлено, что внутри черной дыры — сингулярность. У нас пока нет инструментов для изучения этих объектов.
Вывод
Подводя итог, можно сказать, что картина эволюции звезд выглядит так: в самом начале существовала газопылевая туманность и по чистой случайности отдельные области этой туманности становятся плотнее окружающего их вещества и, следовательно, обладают большей массой, позже из-за силы тяготения окружающая материя стремится центрам повышенной плотности и если масса звезды не превышает массу солнца в десятки раз, то эта туманность эволюционирует в протозвезду. Скорость эволюции различна: для более массивных сгустков она будет больше. Поэтому раньше всего превратится в горячую звезду наиболее массивной сгусток. Протозвезда продолжает сжиматься и его температура повышается при этом давление газа внутри будущей звезды уравновешивает притяжение и газовый шар перестает сжиматься. Протозвезда стала звездой. Излучение звезды поддерживается термоядерными реакциями, идущими в центральных областях. Когда в центре звезды весь водород превратиться в гелий, то звезда начнёт меняться и превратиться в красного гиганта. Когда в ядре закончиться “горючее”, звезда сжимается до размеров подобных нашей планете, и тогда оболочка звезды отрывается от ядра, образуя таким образом планетарные туманности. Ядро, достигнув весьма типичных для умирающих звезд размеров Земли, больше не может сжаться, и получается белый карлик, когда белый карлик остынет, он превратиться в умершую звезду.
Если масса звезды превышает в десятки раз массу солнца, то, вместо протозвезды, звезда эволюционирует в массивную звезду. На этом этапе давления реакции ядерного синтеза уравновешивается силой тяжести, звезда потратит от сотен миллионов до миллиардов лет, в зависимости от размеров. В процессе этого этапа водород и гелий постепенно выгорают в центре и обычные светила, имеющие значительную массу, становятся сверхгигантами. Позже огромная развивается до стадии, когда различные ядерные процессы начинают протекать внутри звезды почти одновременно, когда образуется железо, это означает конец ядерной реакции, потом нагревается центр звезды до такой степени, что химические элементы распадаются, а новые реакции протекают со взрывной силой, выбрасывается большая часть вещества звезды в космос, в то время как остатки центра звезды коллапсируют, пока звезда не станет полностью темной, возможно превратившись в очень плотную нейтронную звезду. После сверхновой звезды наступает финальная стадия эволюции массивных звёзд – нейронная звезда или чёрная дыра. После истощения запасов ядерного топлива термоядерные реакции прекращаются, звезда начинает сжиматься под собственным весом, ядро сжимается настолько сильно, что образуется черная дыра. Если сверхновая звезда взорвётся, то образуется звезда нейтронная звезда – сверхплотная звезда, состоящая в основном из нейтронов.
Примечание
1)https://myvera.ru/stars/3-5a
2)https://dvc.academic.ru/dic.nsf/ruwiki/1254773
3) https://dvc.academic.ru/dic.nsf/ruwiki/367583
4) https://dic.academic.ru/dic.nsf/enc3p/291582
5) https://dvc.academic.ru/dic.nsf/ruwiki/2367
6) https://dic.academic.ru/dic.nsf/ntes/5871/ЯДЕРНЫЙ
7) https://elementy.ru/trefil/21099/Evolyutsiya_zvezd
8) https://elementy.ru/trefil/nebular_hypothesis
9) https://v-kosmose.com/zvezdyi-vselennoi/kak-formiruetsya-zvezda/
10) https://avisdim.narod.ru/dictionary/spektralnaja-klassifikacija-zvezd.html
11) https://v-kosmose.com/fizika/shkala-kelvina/
12) https://alleng.org/d/phys/phys226.htm
13) https://2i.by/klass-zvezd/
14) https://dic.academic.ru/dic.nsf/enc_physics
15) https://space.rin.ru/articles/html/314.html
16) https://www.astrotime.ru/stars.html
17) https://www.storyboardthat.com/storyboards/ru-examples/-------------------------------79
18) https://spacegid.com/zvezdyi-sverhgigantyi.html#ixzz5mV2OV2Z2
19) https://www.poznavayka.org/astronomiya/rozhdenie-i-gibel-sverhnovyih-zvezd/
20) https://dic.academic.ru/dic.nsf/ntes/4173/
21) https://nuclphys.sinp.msu.ru/enc/e103.htm
22) https://www.o8ode.ru/article/timy/zvzd/ctroenie_neitronnoi_zvezdy.htm
23) https://sitekid.ru/fizika/chernye_dyry.html
24) https://hi-news.ru/tag/chernye-dyry
25) https://masterok.livejournal.com/642316.html
26) https://knowledge.su/g/gravitatsionnyy-kollaps
27) https://light-science.ru/kosmos/vselennaya/chyornaya-dyra.html
28) https://light-science.ru/fizika/bolshoj-vzryv.html