Еволюционните
промени, които засягат всички звезди, се
извършват бавно по човешки стандарти - от
милиони до милиарди години. Въпреки това,
не е нужно да чакаме толкова дълго за да
видим остаряването на една звезда. Можем
да го "видим" посредством компютърни
симулации, които се изграждат на база на
уравненията, управляващи физиката на
звездата. Звездните модели, както се
наричат тези симулации, ни позволяват да
проследим жизнения цикъл на звездите,
разкривайки ни милиарди години от
историята им само на една
страница.
Звездните модели не са
единствения инструмент за изучаване на
звездната еволюция. Астрономите могат да
заключат някои от основните
характеристики с помощта на наблюдения.
Например както снимка на бебе с
родителите му и бабите и дядовците му
предлага на гледащия я картина на
стареенето при човека, така и
съществуването на звезди от главната
последователност, червени гиганти и бели
джуджета предлага на астрономите картина
за стареенето на звездите.
С тези идеи наум нека да
проследим жизнения цикъл на звезда от
раждането до смъртта. За да разкажем тази
история трябва да имаме в предвид
голямата разлика в начина, по който
звездите умират. Разликата е плод на
различните маси и затова делим
звездите на две групи - немасивни, подобни
на Слънцето, и масивни. За улеснение можем
да кажем, че масивни наричаме звездите,
чиято маса надвишава поне 5 пъти тази на
Слънцето. Тези, чиято маса е по-малка от 5
пъти тази на Слънцето смятаме за
немасивни звезди. Ще започнем с историята
на Слънцето - типична немасивна звезда.
Историята на Слънцето
Слънцето
започнало живота си като междузвезден
облак - разредена, студена, тъмна газова
маса, носеща се из Млечния Път. Облакът
започнал да колапсира и свивайки се под
действието на увеличаващата му се
гравитация станал по-малък и по-топъл.
След няколко милиона години - миг по
звездните стандарти - започнало ядрено
сливане на водород в хелий.
Освобождаваната от ядреното сливане
енергия повишила налягането, което
довело до прекратяване на колапса, и
накарала Слънцето да изглежда както го
виждаме сега: малка жълта звезда. Ако
отбележим позицията му на диаграмата Х-Р
ще видим, че лежи на главната
последователност.
Слънцето ще продължи да бъде
звезда от главната последователност
докато изразходи около 90% от водорода в
ядрото си - процес, за който ще са
необходими общо около 10 милиарда години,
половината от които вече са минали.
Когато водородът в ядрото е почти
изчерпан, то ще се свие и ще стане по-горещо.
Повишаващата се температура ще накара
оставащия водород да гори по-бързо,
освобождавайки повече енергия. Движейки
се навън енергията преминава през
външните слоеве на звездата, като
същевременно ги издига. Парадоксалното
тук е, че енергията, която издига слоевете,
всъщност ги охлажда. Причината за това е
увеличаващото се разстояние между
слоевете и източника на топлина. Когато
се охлади, повърхността на това раздуто
Слънце ще стане червена, а нашите далечни
наследници ще виждат как Слънцето се
превръща в червен гигант. Гледката обаче
ще е кратка, тъй като разширяващата се
звезда ще ги погълне заедно със Земята.
Слънцето ще свети като червен
гигант още около милиард години, но рано
или късно ще се свие и ще стане по-горещо,
превръщайки се - когато ядрото му стане
достатъчно горещо за да слива хелий - в
жълт гигант. По време на тази фаза от
живота си нашата звезда ще пулсира, сякаш
диша бавно и дълбоко, но това са
въздишките на смъртника. Рано или късно
Слънцето ще изразходи по-голямата част от
хелия в ядрото си и отново ще се превърне
в червен гигант - гигант, по-голям и по-ярък
от предишния. Тази висока светимост е
смъртната присъда на звездата:
излъчването, струящото навън, минава през
атмосферата и отнася газа й в
пространството, оголвайки ядрото.
Изхвърленият газ ще образува обвивка,
която постепенно ще се разсее. Малкото
ядро, яростно горещо, но без енергиен
източник, ще се охлади, превръщайки се в
бяло джудже. Тези промени, обобщени от фиг.
1, представляват съдбата на Слънцето.
фиг.1
Така изглежда, според компютърните
симулации, еволюцията на звезда с маса
около слънчевата
Историята на масивна звезда
Много по-различна съдба очаква по-масивните от Слънцето звезди: те експлодират когато свършат горивото си. Астрономите не са напълно сигурни каква трябва да е масата на звезда за да може тя да експлодира, но смятат, че стойността е около 5 М☼. Затовавземаме 5 М☼ като границата между масивните и немасивните звезди.
фиг. 2
Така изглежда, според компютърните
симулации, еволюцията на масивна звезда
От фиг.
2 можете да проследите историята на една
масивна звезда. Както се вижда, в
началото тя е подобна на тази на Слънцето:
звездата произлиза от колапсирал
междузвезден облак, само че в този случай
той е бил по-голям и по-масивен от този,
образувал нашата звезда. По-голямата маса
на облака го свива повече, което води до
загряваване, по-голямо от това младото
Слънцето. Когато звездата стъпи на
главната последователност тя ще бъде
синя - по-гореща и по-ярка от Слънцето.
Високата светимост предполага и по-бързо
горене на горивото. Така вместо за 10
милиарда години звездата изчерпва
запасите си за 100 милиона години, а в някои
случаи дори по-бързо. При приключването
на водорода масивната звезда се държи
подобно на немасивната - раздува се и се
охлажда. Разликата се състои в това, че
масивната звезда преминава през фаза на
пулсиращ жълт гигант преди да се превърне
в червен гигант.
По-голямата маса на такава
звезда придобива голямо значение за
еволюцията й - тя създава силно
гравитационно притискане на ядрото.
Температурата на притисканото ядро се
увеличава и то започва да изразходва
горивото си още по-бързо за да поддържа
налягането, крепящо звездата. Високата
температура позволява на звездата да
гори все по-тежки елементи за да
осигурява енергията си - хелият се слива
във въглерод, въглеродът в кислород, и
накрая силицийя в желязо. Желязото, обаче, не
освобождава енергия при сливане и в края на
краищата стигаме до ситуацията при която
звезда с масивно желязно ядро не може да
устои на гравитацията си. Ядрото
колапсира за по-малко от секунда,
пораждайки катаклизмична експлозия,
която изхвърля образуваните тежки
елементи в пространството. Такава звезда
не оставя след себе си бяло джудже. Тя по-скоро
става или малка и плътна топка от
неутрони (неутронна звезда), или дори още
по-плътно тяло - черна дупка - триумфа на
гравитацията.
Важността на гравитацията
Гравитацията е еволюционния мотор на
звездите. От момента на раждането на
звездата до самата й смърт, гравитацията
се опитва да я размаже. Размазващата сила
кара звездата да еволюира, защото според
физичните закони звездното ядро трябва
да е достатъчно горещо за да създава
налягане, достатъчно голямо за да се
противопостави на неумолимата
гравитация.
За да поддържа ядрото си горещо,
звездата трябва да генерира енергия,
която да компенсира тази, излъчена в
пространството, а единствения начин да се
прави товa е като се изразходва ядреното
гориво. Всяко прекъсване или промяна в
енергоснабдяването карат звездата да
промени структурата си. Например, прди да
стъпи на главната последователност,
Слънцето се е загрявало от
гравитационното свиване. Сега, като
звезда от главната последователност,
Слънцето се захранва от водородно
сливане в ядрото. Когато звездата ни
стане червен гигант, водородът ще гори в
обвивка около ядрото. Хелиево сливане ще
осигурява енергия на превърнатото в жълт
гигант Слънце. При свършването на хелия
Слънцето за последен път ще стане червен
гигант и ще изхвърли външните си слоеве.
Тогава то вече няма да има енергиен
източник е ще стане бяло джудже.
Всички звезди
имат нужда от гориво за да поддържат
ядрата си горещи, а радикалната разлика в
еволюцията на различните звезди
произлиза от възможността или
невъзможността им да
използват горива, по-тежки от хелия.