Question

На какую стадию эволюции попадает звезда после протозвезды

Answer 1

Ранние стадии эволюции звезд

Дата: Январь 1995





Протозвезды

 



Примечательно, что эта мизерная примесь играет доминирующую роль в жизни протозвезд. Температура в их недрах недостаточна для реакций обычного водорода, которые происходят при 10 млн. Кельвинов. Но в результате гравитационного сжатия температура в центре протозвезды легко может достичь 1 млн. Кельвинов, когда начинается слияние ядер дейтерия, при которых также выделяется колоссальная энергия. 

Непрозрачность протозвездного вещества слишком велика, чтобы эта энергия передавалась путем лучистого переноса. Поэтому звезда становится конвективно неустойчивой: нагретые на "ядерном огне" пузыри газа всплывают к поверхности. Эти восходящие потоки уравновешиваются нисходящими к центру потоками холодного газа. Подобные конвективные движения, но в гораздо меньших масштабах, имеют место в комнате с паровым отоплением. В протозвезде конвективные вихри переносят дейтерий с поверхности в ее недра. Таким образом топливо, необходимое для термоядерных реакций, достигает ядра звезды. 

Несмотря на очень низкую концентрацию ядер дейтерия, выделяющееся при их слиянии тепло оказывает сильное влияние на протозвезду. Главным следствием реакций горения дейтерия является "разбухание" протозвезды. Из-за эффективного переноса тепла путем конвекции в результате "горения" дейтерия протозвезда увеличивается в размерах, который зависит от ее массы. Протозвезда одной солнечной массы имеет радиус, равный пяти солнечным. При массе, равной трем солнечным, протозвезда раздувается до радиуса, равного 10 солнечным. 

Масса типичной компактной зоны больше массы порождаемой ее звезды. Поэтому должен существовать некоторый механизм, удаляющий излишнюю массу и прекращающий падение вещества. Большинство астрономов убеждены, что за это ответственен сильный звездный ветер, вырывающийся с поверхности протозвезды. Звездный ветер сдувает падающий газ в обратном направлении и в конце концов рассеивает компактную зону. 

Из теоретических расчетов "идея звездного ветра" не следует. И удивленным теоретикам были предоставлены свидетельства этого явления: наблюдения потоков молекулярного газа, движущихся от инфракрасных источников излучения. Эти потоки связаны с протозвездным ветром. Его происхождение одна из самых глубоких тайн молодых звезд. 

Когда рассеивается компактная зона, обнажается объект, который можно наблюдать в оптическом диапазоне - молодая звезда. Как и протозвезда, она имеет высокую светимость, которая в большей мере определяется гравитацией, чем термоядерным синтезом. Давление в недрах звезды предотвращает катастрофический гравитационный коллапс. Однако тепло, ответственное за это давление, излучается со звездной поверхности, поэтому звезда очень ярко светит и медленно сжимается. 

По мере сжатия ее внутренняя температура постепенно растет и в конце концов достигает 10 млн. Кельвинов. Тогда начинаются реакции слияния ядер водорода с образованием гелия. Выделяемое тепло создает давление, препятствующее сжатию, и звезда долго будет светить, пока в ее недрах не закончится ядерное топливо. 



Так рождаются звезды. Но несмотря на столь явные успехи ученых, позволивших нам узнать одну из многих тайн мироздания, еще многие известные свойства молодых звезд пока полностью не понятны. Это относится к их неправильной переменности, колоссальному звездному ветру, неожиданным ярким вспышкам. На эти вопросы еще нет уверенных ответов. Но эти нерешенные проблемы следует рассматривать как разрывы в цепи, основные звенья которой уже спаяны. И нам удастся замкнуть эту цепь и завершить биографию молодых звезд, если мы найдем ключ, созданный самой природой. И этот ключ мерцает в ясном небе над нами.

Answer 2

После формирования протозвезды (пре-звезды), звезда переходит на следующую стадию своей эволюции, которая называется звездой главной последовательности (или главной последовательности звезд).

Главная последовательность представляет собой наиболее продолжительную стадию в жизненном цикле звезды, когда она находится в состоянии равновесия между гравитационным сжатием, стремящимся сжать звезду, и давлением излучения, стремящимся раздуть звезду. В этой стадии звезда синтезирует гелий из водорода в своем ядре в результате ядерных реакций, и это обеспечивает ее основное источник энергии. Продолжительность пребывания звезды на главной последовательности зависит от ее массы: чем больше масса звезды, тем короче она находится на этой стадии.

После исчерпания большей части водорода в ядре звезда покидает стадию главной последовательности и переходит на следующую стадию своей эволюции, что происходит в зависимости от ее массы. Если звезда относительно маленькая, она станет красным гигантом или красным сверхгигантом, если масса звезды больше, она может пройти через различные фазы и стать нейтронной звездой, чёрной дырой или взрывчатым объектом, таким как сверхновая.

Интересно отметить, что процесс эволюции звезды зависит от ее массы и начальных характеристик, и поэтому различные звезды проходят разные стадии своей жизни.