Эволюция звезды

 

 

При температуре в ядрах ~ 106 К начинаются первые ядерные реакции - выгорают дейтерий, литий, бор. Первичное количество этих элементов настолько мало, что их выгорание практически не выдерживает сжатия. Сжатие прекращается, когда температура в центре звезды достигает ~ 106 К и загорается водород, т.к. энергии, выделяющейся при термоядерном горении водорода, достаточно для компенсации потерь на излучение. Однородные звезды, в ядрах которых горит водород, образуют на Г.-Р.д. начальную главную последовательность (НГП). Массивные звезды достигают НГП быстрее звезд малой массы, т.к. у них скорость потерь энергии на единицу массы, а следовательно, и темп эволюции выше, чем у маломассивных звезд. С момента выхода на НГП эволюция звезд происходит на основе ядерного горения. Ядерное горение может происходить до образования элементов группы железа, у которых наибольшая среди всех ядер энергия связи. Эволюционные треки звезд на Г.-Р.д. изображены на рис. 2. Эволюция центральных значений температуры и плотности звезд показана на рис. 3. При  К основным источником энергии является реакция водородного цикла, при бОльших T - реакции углерод-азотного (CNO) цикла. Побочным эффектом CNO-цикла является установление равновесных концентраций нуклидов 14N, 12C, 13C - соответственно  95%,  4% и 1% по массе. Преобладание азота в слоях, где происходило горение водорода, подтверждается результатами наблюдений Вольфа-Райе звезд, у которых эти слои оказываются на поверхности в результате потери внеш. слоев. У звезд, в центре которых реализуется CNO-цикл ( ), возникает конвективное ядро. Причина этого в очень сильной зависимости энерговыделения от температуры:  . Поток же лучистой энергии ~ T4, следовательно, он не может перенести всю выделяющуюся энергию, и должна возникнуть конвекция, более эффективная, чем лучистый перенос. У наиболее массивных звезд конвекцией охвачено более 50% массы звезд. Значение конвективного ядра для эволюции определяется тем, что ядерное горючее равномерно истощается в области, значительно большей, чем область эффективного горения, в то время как у звезд без конвективного ядра оно вначале выгорает лишь в малой окрестности центра, где температура достаточно высока. Время выгорания водорода заключено в пределах от ~ 1010 лет для  до  лет для  . Время всех последующих стадий ядерного горения не превосходит 10% времени горения водорода, поэтому звезды на стадии горения водорода образуют на Г.-Р.д. густонаселенную область - главную последовательность (ГП). У звезд с   температура в центре никогда не достигает значений, необходимых для загорания водорода, они неограниченно сжимаются, превращаясь в "черные" карлики. Выгорание водорода при водит к увеличению ср. молекулярной массы вещества ядра, и поэтому для поддержания гидростатического равновесия давление в центре должно возрастать, что влечет за собой увеличение температуры в центре и градиента температуры по звезде, а следовательно, и светимости. К увеличению светимости приводит также и уменьшение непрозрачности вещества с ростом температуры. Ядро сжимается для поддержания условий ядерного энерговыделения с уменьшением содержания водорода, а оболочка расширяется из-за необходимости перенести возросший поток энергии от ядра. На Г.-Р.д. звезда перемещается вправо от НГП. Уменьшение непрозрачности приводит к отмиранию конвективных ядер у всех звезд, кроме наиболее массивныых. Темп эволюции массивных звезд наиболее высок, и они первыми покидают ГП. Время жизни на ГП составляет для звезд с   около 10 млн. лет, с   около 70 млн. лет, а с   около 10 млрд. лет. 

Когда содержание водорода в ядре уменьшается до  1%, расширение оболочек звезд с  сменяется общим сжатием звезды, необходимым для поддержания энерговыделения. Сжатие оболочки вызывает нагрев водорода в слое, прилегающем к гелиевому ядру, до температуры его термоядерного горения, и возникает слоевой источник энерговыделения. У звезд с массой  , у которых   в меньшей степени зависит от температуры и область энерговыделения не столь сильно концентрируется к центру, стадия общего сжатия отсутствует. 

Эволюция звезд после выгорания водорода зависит от их массы. Важнейшим фактором, влияющим на ход эволюции звезд с массой  , является вырождение газа электронов при больших плотностях. В вырожденном газе из-за большой плотности число квантовых состояний с малой энергией ограничено в силу принципа Паули и электроны заполняют квантовые уровни с высокой энергией, значительно превышающей энергию их теплового движения. Важнейшая особенность вырожденного газа состоит в том, что его давление p зависит лишь от плотности:  для нерелятивистского вырождения и  для релятивистского вырождения. Давление газа электронов намного превосходит давление ионов. Отсюда следует принципиальный для эволюции звезд вывод: поскольку сила тяготения, действующая на единичный объем релятивистски вырожденного газа,  , зависит от плотности так же, как и градиент давления  , должна существовать предельная масса  , такая, что при  давление электронов не может противодействовать тяготению и начинается сжатие. Предельная масса  . Граница области, в которой газ электронов вырожден, показана на рис. 3 . У звезд малых масс вырождение играет заметную роль уже в процессе образования гелиевых ядер. 

Второй фактор, определяющий эволюцию звезд на