Главная » wiki

Эволюция звёзд

У этого термина существуют и другие значения, см. Эволюция (значения). Эволюция Солнца

Эволюция звёзд (звёздная эволюция) в астрономии — изменение со временем физических и наблюдаемых параметров звезды из-за идущих в ней термоядерных реакций, излучения ею энергии и потери массы[1]. Часто в таких случаях говорят о «жизни звезды», которая начинается, когда единственным источником энергии звезды становятся ядерные реакции, и заканчивается, когда реакции прекращаются — у различных звёзд эти процессы идут по-разному[2][3][4]. Согласно астрофизическим моделям, срок жизни звезды, в зависимости от начальной массы, составляет от нескольких миллионов до десятков триллионов лет[5][6], поэтому прямое наблюдение эволюционных изменений практически невозможно[7].

Звёзды образуются из холодных разреженных облаков межзвёздного газа, которые сжимаются из-за гравитационной неустойчивости, за счёт чего разогреваются настолько, что начинаются термоядерные реакции синтеза гелия из водорода[8]. В этот момент протозвезда становится полноценной звездой главной последовательности (исключение могут составлять субкарлики и коричневые карлики), на которой будет находиться бо́льшую часть своей жизни — Солнце также находится на этой стадии[9].

Дальнейшая эволюция звёзд различается также в зависимости от начальной массы и металличности звезды. Так, звёзды средних масс проходят стадии субгигантов, красных гигантов, горизонтальную ветвь, голубую петлю и асимптотическую ветвь. В любом случае, по мере расходования водорода как внешние, так и внутренние характеристики звёзд меняются, и при достаточной массе в определённый момент в звёздах начинается тройная гелиевая реакция, при которой в них образуется углерод. В самых тяжёлых звёздах могут и дальше синтезироваться ядра более тяжёлых элементов, однако синтез ограничивается железом, так как образование более тяжёлых элементов энергетически невыгодно[8].

В конечной стадии эволюции, в зависимости от массы, звезда либо сбрасывает внешнюю оболочку, становясь белым карликом, либо становится сверхновой, после чего от неё остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра[8].

В тесных двойных системах на поздних стадиях эволюции между звёздами происходит перетекание вещества, которое приводит к изменению параметров звёзд. Из-за этого эволюция звёзд в таких системах отличается от эволюции одиночных звёзд, а её ход зависит от различных параметров двойной системы[10][11].

Термоядерный синтез в недрах звёзд

Основной источник энергии в маломассивных звёздах главной последовательности — p-p циклОсновная статья: Звёздный нуклеосинтез

Развитие представлений об источнике энергии звёзд

С момента открытия закона сохранения энергии стоял вопрос об источнике энергии звёзд. Выдвигались различные гипотезы, и одной из наиболее известных была контракционная гипотеза: в ней предполагаемым источником энергии считалось гравитационное сжатие звезды (которое также объясняло видимое разнообразие звёзд). Её поддерживали лорд Кельвин и Герман фон Гельмгольц, но в дальнейшем выяснилось её противоречие: для Солнца подобного источника энергии хватило бы на 107 лет, в то время как возраст Земли, по геологическим и биологическим сведениям, составлял как минимум 109 лет[12][13][14].

Однако было замечено, что при сжатии звезда должна нагреваться, а не остывать, как казалось ранее — это позволило увеличить теоретический срок жизни звёзд. В 1880-х годах Джозеф Локьер выдвинул гипотезу, что в какой-то момент, когда вещество звезды становится далёким от идеального газа, её сжатие останавливается, и она начинает остывать и тускнеть — таким образом, звезда проходит путь от красного гиганта к белой звезде вроде Сириуса, после чего снова краснеет, но становится более тусклой — сначала жёлтым, а потом красным карликом. Когда была составлена диаграмма Герцшпрунга — Рассела, то главная последовательность и ветвь гигантов оказались близко совпадающими с эволюционным путём звезды в гипотезе Локьера. Но в дальнейшем эта гипотеза была опровергнута: выяснилось, что состояние вещества звёзд главной последовательности остаётся всё так же близко к идеальному газу. Тем не менее, на данный момент контракционная гипотеза объясняет эволюцию протозвёзд, которые действительно излучают за счёт сжатия, пока не окажутся на главной последовательности[13][14].

В 1896 году Анри Беккерель открыл радиоактивность, а в 1903 году Пьер Кюри — выделение тепла радиоактивными элементами. В связи с этим Джеймс Джинс выдвинул гипотезу, что звёзды вырабатывают энергию за счёт радиоактивного распада. Эта гипотеза также не могла объяснить возраст Солнца, и в дальнейшем Джинс предположил, что в звёздах происходит не радиоактивный распад, а аннигиляция вещества. Хотя гипотеза аннигиляции и давала достаточно большой возможный срок жизни Солнца, она не нашла подтверждения в будущем. Однако сама идея о внутриядерном источнике энергии звёзд оказалась правильной[13].

В 1906 году Альберт Эйнштейн в рамках теории относительности открыл эквивалентность массы и энергии. В 1920 году Артур Эддингтон, знакомый с работами Эйнштейна, предположил, что энергия в звёздах выделяется за счёт превращения водорода в гелий: при такой реакции за счёт дефекта масс должно выделяться достаточно энергии для излучения звёзд в течение многих миллионов и даже миллиардов лет[14]. Гипотеза Эддингтона впоследствии подтвердилась: к 1939 году Хансом Бёте, Карлом Вайцзеккером и Чарльзом Критчфильдом независимо друг от друга были открыты два механизма превращения водорода в гелий: p-p цикл и CNO-цикл. В 1941 году Мартин Шварцшильд рассчитал модель Солнца с термоядерным источником энергии, и его результаты подтвердили теорию термоядерного синтеза в недрах звёзд. На данный момент она общепринята, и на ней основываются модели звёздной эволюции[13].

Именно из-за термоядерного синтеза со временем меняется химический состав звёзд и происходят эволюционные изменения[15][16]. Всё же эти изменения происходят очень медленно, и эволюцию отдельно взятой звезды практически невозможно проследить даже при очень длительных наблюдениях. Лишь в редких случаях, когда звезда находится на очень короткой стадии эволюции, возможно заметить систематическое изменение её параметров, например, периода пульсаций у цефеид. Поэтому об эволюции судят по некоторым косвенным признакам и по наблюдениям множества звёзд, находящихся на разных стадиях эволюции[7].

Реакции термоядерного синтеза

В звёздах на разных стадиях эволюции проходят различные термоядерные реакции[17].

Так, звёзды главной последовательности синтезируют ядра гелия из ядер водорода (протонов). Это превращение может идти двумя путями. В протон-протонном цикле идёт слияние протонов напрямую, и этот процесс доминирует при меньших температурах — в ядрах маломассивных звёзд. Второй вариант — CNO-цикл. В нём углерод, азот и кислород выступают как катализаторы, цикл доминирует при высоких температурах и за счёт этого процесса выделяется большая часть энергии в массивных звёздах. Темп энерговыделения в этих двух процессах уравнивается при массе звезды примерно 1,5 M⊙ и температуре в центре примерно 18 миллионов K[18][19].

В массивных звёздах на более поздних этапах эволюции синтезируются более тяжёлые элементы: сначала углерод в тройном гелиевом процессе, а в самых тяжёлых звёздах синтезируются и более тяжёлые элементы вплоть до железа — дальнейший нуклеосинтез не идёт, так как энергетически невыгоден[20]. Тем не менее, звёзды на более поздних этапах эволюции, как правило, становятся ярче, а удельное энерговыделение на единицу массы израсходованного вещества, наоборот, снижается (так как разница в удельной энергии связи становится меньше). Это обуславливает сравнительно малую продолжительность более поздних стадий эволюции по сравнению с длительностью нахождения звезды на главной последовательности: например, длительность нахождения Солнца на главной последовательности оценивается в 12 миллиардов лет, а стадия горения гелия — только в 110—130 миллионов лет[21][22][23].

Элементы тяжелее железа также образуются в звёздах, но при особых обстоятельствах: например, при взрывах сверхновых, когда выделяется большое количество энергии — при так называемом взрывном нуклеосинтезе[24][25][26].

Наконец, коричневые карлики, хотя и не являются звёздами в классическом понимании, поддерживают горение дейтерия, которое может идти при довольно низких температурах и поэтому остаётся единственной реакцией синтеза, происходящей в таких маломассивных объектах[27][28][29]. Кроме этого, коричневые карлики могут расходовать литий, а в самых массивных из них в течение некоторого времени могут идти реакции с участием водорода. Однако, в отличие от настоящих звёзд, горение водорода в них быстро прекращается и никогда не становится единственным источником энергии[30].

Формирование звёзд

NGC 604 — крупная звёздообразующая туманность в Галактике ТреугольникаОсновная статья: Формирование звёзд

Сжатие молекулярного облака

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также иногда образно называемом «звёздной колыбелью». Концентрация атомов в нём — около 102 частиц на см³, тогда как межзвёздное пространство в среднем содержит не более 0,1 частицы на см³. Такие облака могут иметь массу в 105—107M⊙, диаметр — от 50 до 300 световых лет, а температура газа в них составляет 10—30 K[31][32].

При развитии гравитационной неустойчивости облако может начать сжиматься. Неустойчивость может быть вызвана различными факторами, например, столкновением двух облаков, прохождением облака через плотный рукав спиральной галактики или же взрывом сверхновой звезды на достаточно близком расстоянии, ударная волна которого может столкнуться с молекулярным облаком. Кроме того, при столкновениях галактик столкновения газовых облаков начинают происходить чаще, что объясняет увеличение темпа звёздообразования при столкновениях галактик[33].

Для того чтобы гравитационная неустойчивость привела к сжатию молекулярного облака, нужно, чтобы сумма его потенциальной энергии и удвоенной кинетической, в соответствии с теоремой вириала, стала отрицательна. При постоянной плотности облака радиусом R{displaystyle R} модуль потенциальной энергии (сама она отрицательна) растёт пропорционально R5{displaystyle R^{5}}, а сумма значений кинетической энергии всех молекул — пропорционально R3{displaystyle R^{3}}. Следовательно, облако начнёт сжиматься, если его масса больше определённой величины M0{displaystyle M_{0}}, которая при плотности облака ρ{displaystyle rho }, молярной массе его газа μ{displaystyle mu } и температуре T{displaystyle T} равняется[31][34]:

M0=(34πρ)1/2(5RgTμG)3/2{displaystyle M_{0}=left({frac {3}{4pi rho }}right)^{1/2}left({frac {5R_{g}T}{mu G}}right)^{3/2}}

где G{displaystyle G} — гравитационная постоянная, Rg{displaystyle R_{g}} — универсальная газовая постоянная. Отсюда следует, что изначально облако будет сжиматься при массе не менее 103M⊙. Но по мере сжатия облако будет уплотняться практически без нагревания, так как оно прозрачно для излучения и почти вся выделяемая энергия излучается во внешнее пространство. Это приводит к уменьшению пороговой массы для развития гравитационной неустойчивости, и, как следствие, — сжиматься начнут области меньшей массы и размера — этот процесс называется фрагментацией облака звёздообразования, и он объясняет наблюдаемое явление формирования звёзд в основном группами — в частности, в скоплениях. Кроме того, явление фрагментации объясняет, почему звёзды образуются лишь в сравнительно узком диапазоне масс — от 10−1 до 102M⊙ по порядку величины[31][35].

По мере уплотнения облака оно становится всё менее прозрачным для излучения, например, при массе облака в 1 M⊙ это происходит при его радиусе в 2,5⋅104R⊙. Тогда выделяемая энергия гравитационного сжатия начинает его разогревать: вследствие теоремы вириала половина выделяемой за счёт сжатия энергии тратится на излучение, а другая половина — на нагревание вещества[36]. Принято считать, что с этого момента облако называется протозвездой[35].

Стадия протозвезды

Основная статья: Протозвезда Протозвезда HBC 1

Сжатие облака происходит неравномерно, и через некоторое время после начала сжатия в облаке формируется гидростатически равновесное ядро — обычно считается, что именно с этого момента облако, а точнее его ядро, является протозвездой[37]. Его характеристики практически не зависят от массы облака, масса составляет 0,01 M⊙, радиус — несколько а.е., а температура в центре — 200 K. Аккреция внешних слоёв облака на ядро приводит к росту его массы и температуры, но при температуре в 2000 K её рост останавливается, так как энергия уходит на распад молекул водорода. В какой-то момент равновесие нарушается, и ядро начинает сжиматься. Следующее равновесное состояние достигается для более маленького, теперь уже ионизированного ядра с массой 0,001 M⊙, радиусом около 1 R⊙ и температурой 2⋅104K. При этом ядро, излучающее в оптическом диапазоне, скрыто от окружающего пространства оболочкой, которая имеет гораздо меньшую температуру и излучает только в инфракрасном диапазоне[37][38][39].

Аккреция внешних слоёв продолжается, а падающее на ядро со скоростью 15 км/с вещество образует ударную волну. В дальнейшем на ядро падает всё вещество оболочки (хотя у массивных звёзд часть вещества может покинуть звезду из-за сильного давления излучения), ионизируется, и в то же время протозвезда становится доступной для наблюдения[39]. До этого момента сжатие внешней оболочки идёт по динамической временной шкале, то есть, её длительность соответствует длительности свободного падения вещества, которому не препятствует давление газа[40].

Звёзды до главной последовательности

Основная статья: Звёзды до главной последовательности Эволюционные треки протозвёзд разной массы в период их медленного сжатия (синий цвет) и их изохроны (отмечены разными цветами) Изменение основных параметров Солнца (светимости, радиуса и температуры) на протяжении эволюции.

Протозвёзды, у которых уже закончилась аккреция оболочек, иногда выделяются в отдельный тип: звёзды до главной последовательности. Положение протозвёзды можно отметить на Диаграмме Герцшпрунга — Рассела: протозвезда, имеющая низкую температуру и высокую светимость, находится в её верхней правой части. Пока в звезде не начались термоядерные реакции и она выделяет энергию за счёт гравитационного сжатия, она медленно движется к главной последовательности[37][38][39].

Так как эти тела поддерживаются собственным давлением, они сжимаются гораздо медленнее, чем на предыдущей стадии — в тепловой временной шкале, то есть, за период, за который половина потенциальной гравитационной энергии израсходуется на излучение[40]. У самых массивных звёзд она занимает около 105 лет, а у наименее массивных — порядка 1010 лет. Для Солнца стадия сжатия и перехода на главную последовательность продлилась 30 миллионов лет[37][41].

В 1961 году Тюсиро Хаяси (Хаяши) показал, что если весь объём звезды занимает конвективная зона, то при медленном сжатии её температура практически не меняется, а светимость падает — это соответствует движению текущего положения звезды вертикально вниз на диаграмме, и такой путь звезды принято называть треком Хаяши. Звёзды с массами в диапазоне от 0,3—0,5 M⊙ (по разным оценкам) до 3 M⊙ в течение сжатия перестают иметь конвективные слои и в какой-то момент сходят с трека Хаяши, в то время как звёзды с массами менее 0,3—0,5 M⊙ находятся на треке Хаяши на протяжении всего времени сжатия[35][42][43].

После схода с трека Хаяши (для звёзд промежуточной массы) или с самого начала медленного сжатия (для массивных звёзд) звезда перестаёт быть конвективной и при сжатии начинает нагреваться, при этом светимость меняется незначительно. Это соответствует движению влево на диаграмме, и эта часть пути называется треком Хеньи[42][43][44].

В любом случае в течение сжатия температура в центре звезды возрастает, и в веществе звезды начинают протекать термоядерные реакции. На ранних этапах они производят меньше энергии, чем излучает звезда, и сжатие продолжается, но вместе с тем доля термоядерных реакций в выделении энергии увеличивается. В некоторый момент, если звезда имеет массу больше 0,07—0,08 M⊙, выделение энергии за счёт термоядерных реакций сравнивается со светимостью звезды и сжатие прекращается — этот момент считается моментом окончания формирования звезды и её перехода на главную последовательность. Если звезда имеет массу менее 0,07—0,08 M⊙, то в ней тоже возможны термоядерные реакции, однако вещество звезды в ядре становится вырожденным раньше, чем прекращается сжатие, поэтому термоядерные реакции никогда не становятся единственным источником энергии. Такие объекты известны как коричневые карлики[8][35][45].

В это время также формируются протопланетные диски вокруг звезды, которые впоследствии могут эволюционировать в планетные системы. Образование диска происходит из-за того, что облако изначально может иметь некоторый момент импульса, и при уплотнении облака учащаются столкновения частиц, из-за чего вещество начинает концентрироваться в виде диска и двигаться в одной плоскости[46].

Главная последовательность

Главная последовательность хорошо видна на диаграмме Герцшпрунга — Рассела Приближённая зависимость времени пребывания звезды на главной последовательности от её массы. Диаграмма Герцшпрунга — Рассела для двух рассеянных звёздных скоплений: M 67 и NGC 188, позволяющая определить их возраст.Основная статья: Главная последовательность

Когда сжатие заканчивается, а термоядерные реакции синтеза гелия из водорода становятся единственным источником энергии, протозвезда становится звездой главной последовательности. Возраст звезды принято отсчитывать именно с этого момента, и звёзды нулевого возраста образуют так называемую нулевую главную последовательность, расположенную в нижней части этой области диаграммы[47][48]. В это время их химический состав всё ещё близок к составу межзвёздной среды: они состоят в основном из водорода (около 91 %) и гелия (около 9 %), тогда как более тяжёлых элементов — менее 1 %[49][50]. Звёзды главной последовательности имеют широкий диапазон параметров, которые определяются в первую очередь их массой и в меньшей степени металличностью. Так, например, звезда с массой 0,1 M⊙ будет иметь светимость в 0,0002 L⊙, температуру 3000 K и спектральный класс M6, а звезда с массой 18 M⊙ — светимость в 30000 L⊙, температуру 33000 K и спектральный класс O9,5[5]. Также от массы зависит строение звёзд: звёзды малых масс полностью конвективны, у звёзд промежуточных масс происходит лучистый перенос в ядре и конвекция во внешних слоях, а у массивных звёзд — конвекция в ядре и лучистый перенос во внешних слоях. Это влияет на то, будет ли сохраняться однородность звезды по химическому составу, и на её дальнейшую эволюцию[18][51].

Попав на главную последовательность, звезда остаётся на ней большую часть времени жизни — около 90 %. Это связано с тем, что светимость звёзд на стадии главной последовательности низка по сравнению с другими стадиями, а удельное энерговыделение при синтезе гелия выше, чем при других реакциях[22][52][53]. Длительность этой стадии соответствует ядерной временной шкале для водорода, то есть, времени, за которое звезда излучает всю энергию, которая выделяется в реакциях превращения водорода в гелий[40][54]. У самых тяжёлых звёзд, по разным оценкам, она составляет от одного до нескольких миллионов лет[55], а у самых маломассивных — порядка 10 триллионов лет, что превышает возраст Вселенной[6]. Для Солнца срок нахождения на главной последовательности составит 10—13 миллиардов лет[23][35][56]. Большая часть дальнейших стадий эволюции также идёт по ядерной временной шкале, но уже не для водорода, а для других элементов, поэтому занимают меньше времени[40][54].

После попадания звезды на главную последовательность в ней постоянно идёт превращение водорода в гелий. Гелий накапливается в ядре, а водорода остаётся всё меньше, что замедляет реакции. Поэтому ядро сжимается под давлением внешних слоёв, его плотность увеличивается, и в итоге скорость реакций возрастает. Это приводит к заметному изменению характеристик звезды: к примеру, светимость Солнца, когда оно попало на главную последовательность, составляла 70 % от современной, а ко времени окончания стадии будет в 2,2 раза больше неё — то есть светимость меняется более чем в три раза[23]. В дальнейшем эти изменения приводят к настолько существенным изменениям в звезде, что она окончательно сходит с главной последовательности[35][48][57].

Разная длительность этой стадии у звёзд разной массы позволяет вычислять возраст звёздных скоплений. В них звёзды образовались одновременно, и чем старше скопление, тем меньшую массу имеют те звёзды, которые остались на главной последовательности. Возраст скопления рассчитывается как длительность нахождения на главной последовательности звёзд, которые начали отходить от неё[58][59].

Субкарлики

Субкарлики — звёзды, похожие на звёзды главной последовательности, однако при одинаковых спектральных классах субкарлики на 1—2m тусклее[60]. Такая особенность связана с очень низкой металличностью: тяжёлые элементы в звёздах ионизуются не полностью, и у них остаются электроны. Так как размер таких ионов гораздо больше, чем размер ядер водорода и гелия, тяжёлые элементы уменьшают прозрачность звезды, из-за чего энергия медленнее переносится во внешние слои, а вещество субкарликов, наоборот, более прозрачно, чем вещество звёзд главной последовательности, и механизмом передачи энергии служит лучистый перенос[8][61].

Низкая металличность субкарликов, в свою очередь, объясняется тем, что субкарлики — старые звёзды, образовавшиеся вскоре после Большого взрыва из вещества, которое ещё не побывало в недрах звёзд. Они принадлежат к звёздному населению II[8].

Эволюция после стадии главной последовательности

Эволюционные треки звёзд различной массы после главной последовательности Эволюционный трек звезды солнечной массы Эволюционный трек звезды массой 5 M⊙ Шаровое звёздное скопление NGC 288. Видны звёзды на различных стадиях эволюции: тусклые звёзды принадлежат главной последовательности, яркие красные — ветви красных гигантов, а яркие голубые — горизонтальной ветви.

В определённый момент, когда в ядре накапливается слишком много гелия, горение водорода не может продолжаться в том же режиме, что и до этого. Дальнейшая эволюция звёзд сильно зависит от массы[62].

Звёзды малой массы

Исследование эволюции звёзд малой массы осложняется тем, что длительность стадии главной последовательности для них больше возраста Вселенной — среди звёзд малой массы ещё нет таких, которые сошли с главной последовательности. Однако, некоторые данные получены теоретическими расчётами: по разным моделям, звёзды с массами менее 0,2—0,5 M⊙ не станут красными гигантами, так как полностью конвективны, и, следовательно, химически однородны. Эти звёзды будут, по мере накопления гелия, нагреваться, превращаясь в голубые карлики[6][63].

Звёзды средней массы

Стадия субгигантов

Основная статья: Субгигант

Когда ядро звезды средней массы становится практически полностью гелиевым, водород всё ещё имеется во внешней оболочке ядра. В звёздах массой до 1,5 M⊙ в ней уже идёт синтез гелия, а в звёздах с большей массой начинается кратковременное сжатие, которое приводит к разогреву оболочки ядра и началу горения водорода в ней. Звезда немного нагревается и становится ярче, и на диаграмме Герцшпрунга — Рассела сжатие соответствует движению вверх и влево — так называемому крюку (англ. hook)[62][64].

Так или иначе, новый источник энергии называется слоевым источником, и он постепенно перемещается наружу, а гелиевое ядро увеличивается. Эта стадия называется ветвью субгигантов, её продолжительность составляет около миллиона лет для звёзд массой 6 M⊙ и около 700 миллионов — для звёзд массой 1 M⊙[23][34]. В это время радиус звезды увеличивается, а температура снижается — светимость может изменяться в небольших пределах, то есть звезда на диаграмме двигается в основном вправо. Светимость Солнца в конце стадии субгигантов будет не сильно отличаться от той, что в её начале — 2,7 L⊙. Температура будет составлять 4900 K, а радиус — 2,3 R⊙[23]. Малая продолжительность стадии субгигантов для массивных звёзд приводит к тому, что на ней находится небольшое количество звёзд, и соответствующая область на диаграмме называется пробелом Герцшпрунга[34][62]. Массивные звёзды, проходя эту стадию, временно оказываются на полосе нестабильности и становятся цефеидами, однако, прохождение полосы нестабильности происходит очень быстро — за 102—104 лет. Из-за этого у некоторых цефеид замечено изменение периода пульсаций со временем, но по этой же причине таких цефеид немного. У достаточно массивных звёзд нахождение на голубой петле (см. ниже[⇨]) занимает значительно больше времени, в течение которого возможен переход полосы нестабильности — поэтому звёзды на последней тоже могут становиться цефеидами и являются ими значительно дольше, чем на стадии субгигантов[65][66].

Ветвь красных гигантов

Основная статья: Ветвь красных гигантов

В конце стадии субгигантов гелиевое ядро у звезды становится достаточно массивным и начинает сжиматься, но то, как проходит этот процесс, зависит от массы звезды. В звёздах с массой более 2,5—3 M⊙ сжатие ядра начинается из-за того, что в какой-то момент его масса превышает предел Шёнберга — Чандрасекара, при этом оно остаётся в состоянии, близком к идеальному газу. В звёздах с меньшей массой гелиевое ядро начинает сжиматься после того, как станет вырожденным. На прохождение стадии красного гиганта это не влияет, но от состояния гелиевого ядра зависит, как именно эта стадия окончится[34].

Сжатие ядра приводит к его нагреву и сильному расширению внешних слоёв звезды; точный механизм этого неизвестен, однако так должно происходить, чтобы одновременно выполнялся закон сохранения энергии и теорема вириала[67]. После стадии субгигантов звезда в любом случае переходит на ветвь красных гигантов, однако у звёзд меньшей массы гелиевое ядро оказывается вырожденным, а у звёзд большей массы остаётся в состоянии, близком к идеальному газу. Из-за этого поведение звёзд на ветви красных гигантов отличается[34][62][67]. В любом случае у звезды появляется протяжённая зона конвекции во внешних слоях, которая в определённый момент достигает ядра, что приводит к перемешиванию вещества в звезде — так называемому первому вычерпыванию. Происходит быстрый рост радиуса и светимости, хотя температура снижается. Ядро, не имея источника энергии в центре, становится изотермическим, излучается сильный звёздный ветер, приводящий к некоторой потере массы звездой[34][62]. Солнце пробудет на ветви красных гигантов около 600 миллионов лет[23].

В итоге у звёзд с начальной массой более 2,5—3 M⊙ постепенно, с ростом температуры и плотности ядра, загорается гелий: при тройной гелиевой реакции из трёх ядер гелия в ядре синтезируется ядро углерода. Для таких звёзд ветвь красных гигантов на этом заканчивается, и они переходят на голубую петлю[34][62][67].

У звёзд с меньшей массой ядро пребывает в вырожденном состоянии, из-за чего оно хорошо проводит тепло и может быстро отдавать энергию. Кроме того, в это время звезда в большом количестве излучает нейтрино, из-за чего рост температуры замедляется и возгорание гелия откладывается. Тем не менее, масса гелиевого ядра возрастает, и при массе 0,48—0,50 M⊙ температура оказывается достаточной для запуска тройной гелиевой реакции — порядка 108 K. В отличие от более тяжёлых звёзд, здесь возгорание гелия происходит взрывообразно и за несколько минут выделяется огромное количество энергии, бо́льшая часть которой уходит на снятие вырожденного состояния с ядра — это явление известно как гелиевая вспышка[34][62][67][68]. Непосредственно перед гелиевой вспышкой масса Солнца будет составлять 0,725 M⊙. Его радиус будет составлять 170 R⊙, температура — 3100 K, а светимость — 2300 L⊙[23].

Наконец, согласно некоторым моделям, существует диапазон масс, при котором звезда в какой-то момент переходит на ветвь красных гигантов, но оказывается недостаточно массивной, чтобы в ней произошла гелиевая вспышка, и она становится белым карликом (см. ниже[⇨])[6][69].

Горизонтальная ветвь

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела для шарового скопления M 5. Звёзды ветви красных гигантов отмечены красным, звёзды горизонтальной ветви — жёлтым, звёзды асимптотической ветви гигантов — голубым.Основная статья: Горизонтальная ветвь

В звёздах с массами менее 2,5—3 M⊙ гелиевая вспышка и начало термоядерных реакций горения гелия в ядре приводят к исчезновению конвективной зоны и резкому сдвигу звезды в сторону главной последовательности. Звезда быстро уменьшается в размерах и нагревается, её светимость также падает, и она оказывается на горизонтальной ветви (также встречается название «горизонтальная ветвь гигантов») или на красном сгущении — на диаграмме Герцшпрунга — Рассела это самая правая часть горизонтальной ветви, образованная звёздами с металличностью, сравнимой с солнечной[34][62]. Для Солнца переход в красное сгущение займёт лишь около 104 лет, и по окончанию перехода оно будет иметь радиус 9,5 R⊙, температуру — 4700 K, а светимость — 41 L⊙[23].

Конкретное положение звезды, только что попавшей на горизонтальную ветвь (горизонтальную ветвь нулевого возраста) зависит от общей массы звезды и массы гелиевого ядра, а также содержания гелия и более тяжёлых элементов во внешней оболочке. Звёзды горизонтальной ветви имеют практически одинаковые светимости, но отличаются по температуре, из-за чего эта ветвь расположена горизонтально на диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Она проходит через полосу нестабильности, пересечение с которой образует на диаграмме пробел Шварцшильда. Там нет постоянных звёзд, а только переменные типа RR Лиры. Пробел делит ветвь на две части: холодную и горячую, причём звёзды холодной части образуют на диаграмме красное сгущение[64][67].

Звёзды горизонтальной ветви постепенно расходуют гелий в своих ядрах, что приводит к некоторому изменению их параметров. В определённый момент запускается гелиевый слоевой источник, а углеродно-кислородное ядро становится неактивным — звезда сходит с горизонтальной ветви[64]. Для Солнца нахождение на горизонтальной ветви продлится 110—130 миллионов лет, и за это время его параметры практически не будут меняться[22][23].

Голубая петля

Основная статья: Голубая петля

В звёздах с массами более 2,5—3 M⊙ гелий загорается не взрывообразно, а постепенно, из-за чего они эволюционируют по-другому. Такого резкого изменения параметров и положения на диаграмме не происходит, однако с увеличением выработки энергии в гелиевом ядре звезда постепенно сжимается и становится горячее, практически не изменяя светимость, и двигается влево на диаграмме, но потом возвращается к ветви гигантов. Эта часть эволюционного трека называется голубой петлёй[34][64].

Важная особенность голубой петли заключается в том, что на ней звезда может пройти через полосу нестабильности, из-за чего она становится переменной — в этом случае, в отличие от звёзд на горизонтальной ветви, звезда становится цефеидой. Большинство цефеид — это именно звёзды голубой петли, так как её прохождение длится значительно дольше, чем стадия субгигантов. В зависимости от массы и металличности переход полосы нестабильности может случиться дважды (при росте температуры и при её снижении), может единожды, если температура звезды на голубой петле не превышает высокотемпературной границы полосы, а может не случиться вообще[64][65][66]. Длительность прохождения голубой петли зависит от массы звезды: при начальной массе звезды в 10 M⊙ время прохождения составит 4 миллиона лет, а при массе в 5 M⊙ — 22 миллиона лет[34].

Асимптотическая ветвь гигантов

Светимость и температура звезды с массой 2 M⊙ во время фазы температурных пульсацийОсновная статья: Асимптотическая ветвь гигантов

Асимптотическая ветвь гигантов условно делится на две части. Первая часть начинается после стадии горизонтальной ветви и голубой петли, когда запасы гелия у звёзд в ядрах практически исчерпаны, а ядра в основном состоят из углерода и кислорода. Горение гелия в ядре заканчивается и запускается гелиевый слоевой источник, подобный водородному, который запускается при завершении стадии главной последовательности. Внешние слои звезды снова начинают быстро расширяться, а поверхность — охлаждаться. В то же время горение водорода в слоевом источнике прекращается. Как и на ветви красного гиганта, появляется протяжённая конвективная оболочка, которая для звёзд тяжелее 3—5 M⊙ (точное значение зависит от начального химического состава) в некоторый момент приводит к перемешиванию вещества — второму вычерпыванию[34][64].

Это приводит к движению звезды на диаграмме Герцшпрунга — Рассела вверх и вправо. У звёзд с массами менее 2,5—3 M⊙ путь звезды на диаграмме проходит довольно близко к ветви красных гигантов, лишь с немного более высокой температурой, из-за чего эта стадия получила название «асимптотическая ветвь гигантов». Этот же термин используется для описания эволюции звёзд тяжелее 2,5—3 M⊙, хотя для них асимптотическая ветвь гигантов расположена значительно выше ветви красных гигантов[34][64].

Вторая часть, известная как фаза температурных пульсаций (англ. thermally pulsing phase), наступает, когда гелиевый слоевой источник доходит до оставшейся водородной оболочки. С этого момента гелиевый и водородный источник начинают чередоваться: звезда становится очень нестабильной, начинает пульсировать и терять массу, выбрасывая вещество в космос и несколько раз перемешивая собственное вещество; период пульсаций звезды составляет от десятков до сотен тысяч лет[70]. На этой стадии у звёзд с массами более 1,2—1,5 M⊙ происходит третье вычерпывание, при котором на поверхность может быть вынесено большое количество углерода, в результате чего звезда может стать углеродной звездой[34]. Звёзды массой менее 8 M⊙ не в состоянии создать в недрах достаточно высокую температуру, чтобы начать ядерное горение углерода, и для них эта стадия становится последней, на которой идут термоядерные реакции — после сброса оболочки от звезды остаётся белый карлик, состоящий из углерода и кислорода[34][64]. К концу этой стадии масса Солнца будет составлять 0,54 M⊙[23].

Звёзды большой массы

Химический состав красного сверхгиганта на поздних стадиях эволюции (не в масштабе)

Эволюционные стадии звёзд большой начальной массы (более 8 M⊙) имеют сходства с таковыми для менее массивных звёзд, однако есть и отличия. Так, например, горение гелия в таких звёздах начинается ещё до того, как звезда переходит на ветвь красных гигантов, поэтому самые массивные звёзды становятся сначала яркими голубыми переменными, а затем красными сверхгигантами, либо, если теряют оболочку из-за сильного звёздного ветра — звёздами Вольфа — Райе[64].

Эволюция звёзд с массами 8—10 M⊙ проходит так же, как и для менее массивных, однако на завершающих стадиях эволюции они способны зажечь углерод в своих недрах. Запуск этого процесса получил название «углеродная детонация»; он происходит взрывообразно, как и гелиевая вспышка[71]. При углеродной детонации выделяется очень много энергии, что не только снимает вырождение ядра, но и способно привести к взрыву звезды как сверхновой типа II. Если же звезда не взрывается, то в ядре начинает накапливаться неон, и, возможно, более тяжёлые элементы. Рано или поздно ядро становится вырожденным, после чего возможны две ситуации: либо звезда сбрасывает оболочку после фазы температурных пульсаций, либо взрывается как сверхновая. В первом случае на месте звезды остаётся белый карлик[⇨], во втором — нейтронная звезда[⇨][64][72][73].

В звёздах с массами более 10 M⊙ углеродно-кислородное ядро, которое в ней образуется, не вырождено и углеродная детонация не происходит — углерод загорается постепенно, когда заканчивается горение гелия в ядре. Аналогичный процесс происходит и с более тяжёлыми элементами, и в звезде образуется несколько слоевых источников и слоёв разного химического состава, которые двигаются от центра звезды. От массы звезды зависит, на каком элементе термоядерный синтез закончится — однако в любом случае элементы тяжелее железа синтезироваться не будут, так как это энергетически невыгодно[20][64]. Железо образуется в звёздах с начальной массой более 15 M⊙, но в любом случае в звезде появляется ядро, в котором не идут термоядерные реакции, а его масса увеличивается. В какой-то момент масса ядра превышает предел Чандрасекара, происходит коллапс ядра с нейтронизацией вещества, и сама звезда взрывается как сверхновая. В зависимости от массы остатка звезды, он становится либо нейтронной звездой[⇨], либо чёрной дырой[⇨][64][74].

Финальные стадии звёздной эволюции

Белые карлики

Туманность Кошачий Глаз — планетарная туманность, сформировавшаяся после гибели звезды, по массе приблизительно равной солнечнойОсновная статья: Белый карлик

Белый карлик — горячий объект с малыми размерами и большой плотностью: при массе порядка солнечной его радиус в 100 раз меньше. Такая большая плотность вызвана вырожденным состоянием его вещества[75].

Звёзды с массами менее 8—10 M⊙ в конце своей эволюции становятся белыми карликами. У звёзд с массами менее 0,2—0,5 M⊙ этот процесс проходит без сброса оболочки, так как они химически однородны из-за постоянной конвекции и в конце жизни становятся полностью гелиевыми[6][63]. Звёзды большей массы, когда в них происходит горение слоевого источника, выбрасывают значительную часть массы в космос, что наблюдается как планетарная туманность. От самой звезды остаётся только вырожденное ядро, которое, лишившись оболочки, и является белым карликом. От звёзд с начальной массой менее 0,2—0,5 M⊙ остаётся гелиевый белый карлик, от более массивных звёзд до 8 M⊙ — углеродно—кислородный. Если от звёзды с массой 8—10 M⊙ остаётся белый карлик, а не нейтронная звезда[⇨], то он состоит из более тяжёлых элементов: кислорода, неона, магния и, возможно, других элементов[64][72].

Так или иначе, в белых карликах не вырабатывается энергия, а светят они лишь за счёт высокой температуры внутри них. Несмотря на то, что самые горячие из них могут иметь поверхностную температуру в 70000 K, их светимость невелика из-за малых размеров. Постепенно белые карлики остывают и становятся чёрными карликами[75].

Нейтронные звёзды

Крабовидная туманность — остаток от взрыва сверхновой, наблюдавшейся почти 1000 лет назад. В центре находится нейтронная звезда.Основная статья: Нейтронная звезда

Масса белого карлика ограничена сверху пределом Чандрасекара, равным приблизительно 1,46 M⊙ — для большей массы давление вырожденного газа при любом радиусе белого карлика не может компенсировать его собственный вес. В этом случае происходит коллапс ядра, при котором бо́льшая часть его вещества нейтронизуется: электроны «вдавливаются» в протоны и ядро звезды превращается не в белый карлик, а в нейтронную звезду, при этом выделяется огромное количество энергии и происходит взрыв сверхновой. Звёзды с начальной массой более 8—10 M⊙ могут стать как нейтронными звёздам, так и чёрными дырами[64][76][77].

Нейтронные звёзды — ещё более плотные объекты, чем белые карлики. Минимально возможная масса нейтронной звезды составляет 0,1 M⊙, и в таком случае радиус нейтронной звезды будет составлять 200 км. При массе около 2 M⊙ радиус будет ещё меньше — порядка 10 км[76].

Чёрные дыры

Основная статья: Чёрная дыра

В случае, если масса ядра будет превышать предел Оппенгеймера — Волкова, равный 2—2,5 M⊙, нейтронная звезда также не будет устойчивой, и коллапс продолжится. Дальнейшие устойчивые конфигурации неизвестны, и ядро будет коллапсировать. В какой-то момент его радиус становится меньше радиуса Шварцшильда, при котором вторая космическая скорость становится равной скорости света, и появляется чёрная дыра звёздной массы[64][76].

Однако, существует и иной сценарий образования чёрных дыр, при котором взрыва сверхновой не случается — вместо этого происходит коллапс звезды и её превращение в чёрную дыру, и коллапсирующая таким образом звезда называется неудавшейся сверхновой. Предположительно, от 10 до 30 % массивных звёзд заканчивают жизнь именно так, однако, астрономами до сих пор было замечено лишь два таких события[78][79].

Эволюция звёзд в тесных двойных системах

Воспроизвести медиафайл Эволюция тесной двойной системы из двух массивных звёзд

Звёзды в двойных системах, если расстояние между ними достаточно велико, практически не влияют друг на друга, поэтому их эволюция может рассматриваться как эволюция двух отдельных звёзд. Однако это неверно для тесных двойных систем — систем, в которых расстояния между звёздами сравнимы с их размерами. В таких системах размер одной или обеих звёзд может превысить размер полости Роша для них, и в таком случае вещество может начать перетекать к другой звезде или выбрасываться в окружающее пространство. Из-за этого массы и составы звёзд меняются, что, в свою очередь, меняет ход эволюции звёзд[10][11][80][81].

Тесные системы небольшой массы

Если обе звезды имеют небольшую массу — к примеру, 2 и 1 M⊙, то более массивная звезда станет субгигантом, пока вторая будет оставаться звездой главной последовательности. Размер первой звезды превысит размер её полости Роша и вещество начнёт перетекать ко второй — перетекание массы будет ускоряться, так как звёзды начнут сближаться. В конце концов, изначально более массивная звезда потеряет всю свою оболочку и останется белым карликом с массой 0,6 M⊙, в то время как масса второй звезды увеличится до 2,4 M⊙. Вторая звезда проэволюционирует, заполнив свою полость Роша, и водород будет перетекать уже с неё на белый карлик. Каждый раз, когда на белый карлик будет попадать достаточное количество водорода, на его поверхности будет происходить водородный термоядерный взрыв, что будет наблюдаться как вспышка новой звезды. Перетекание массы продолжится до тех пор, пока масса белого карлика не превысит предел Чандрасекара, что приведёт к вспышке сверхновой типа Ia[11][80].

По этому сценарию эволюционирует, например, Алголь. С этой системой связан парадокс Алголя, объяснённый в 1950-х годах: в этой системе компонент A имеет большую массу, чем компонент B, однако Алголь A является звездой главной последовательности, а Алголь B — субгигантом. До того как было выяснено, что в системе происходит перетекание масс, существование такой системы казалось противоречащим теории звёздной эволюции[80].

Тесные системы большой массы

В качестве другого примера можно рассмотреть систему из двух звёзд с массами 20 и 8 M⊙. Как и в предыдущем случае[⇨], более массивная звезда проэволюционирует раньше и, увеличившись в размерах, начнёт терять вещество. За несколько тысяч лет она потеряет 3/4 своей массы, став звездой Вольфа — Райе с массой 5 M⊙, состоящей в основном из гелия. В ядре этой звезды будет гореть гелий с образованием углерода и кислорода, и после взрыва сверхновой от неё останется компактный объект с массой около 2 M⊙. Импульс вещества, выброшенного при взрыве сверхновой, сможет разогнать систему до пространственной скорости порядка 100 км/с[10][11][80][81].

Вторая звезда с массой уже в 23 M⊙, начнёт расширяться и испускать сильный звёздный ветер, вещество которого образует аккреционный диск вокруг компактного объекта, а при падении на него будет создавать рентгеновское излучение. Изначально оно будет довольно слабым, но когда звезда заполнит полость Роша, его мощность будет составлять 103—104L⊙. В конечном итоге возможны три исхода: может образоваться объект со сверхкритическим аккреционным диском (пример — SS 433), может образоваться красный гигант с нейтронной звездой в ядре (объект Торна — Житков), и, наконец, может образоваться звезда Вольфа — Райе с компактным спутником и рассеивающейся оболочкой. В последнем случае звезда Вольфа — Райе взорвётся как сверхновая, что в большинстве случаев приведёт к распаду системы, однако возможна ситуация, при которой она останется гравитационно связанной. В таком случае система превратится в двойную нейтронную звезду[10][11][80][81].

Примечания

  1. ↑ Эволюция звёзд (неопр.). Энциклопедия физики и техники. Дата обращения: 11 июля 2020.
  2. ↑ Жизнь звёзд (неопр.). www.sai.msu.su. Дата обращения: 11 июля 2020.
  3. ↑ Как выглядит жизненный цикл звезды? (неопр.). new-science.ru. Дата обращения: 11 июля 2020.
  4. ↑ Постнов К. А. Во что превращаются звезды в конце жизни (неопр.). Астронет. Дата обращения: 11 июля 2020.
  5. ↑ 1 2 Миронова И. Главная последовательность (неопр.). Астронет. Дата обращения: 11 июля 2020.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 Laughlin G.; Bodenheimer P.; Adams F. C. The End of the Main Sequence (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing.
  7. ↑ 1 2 Шкловский, 1984, с. 87.
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 Кононович, Мороз, 2004, с. 398.
  9. ↑ Эволюция звёзд (неопр.). Институт физики им. Киренского. Дата обращения: 11 июля 2020.
  10. ↑ 1 2 3 4 Эволюция тесных двойных звезд / Тутуков А. В. // Физика космоса: Маленькая энциклопедия / Редкол.: Р. А. Сюняев (гл. ред.) и др. — 2-е изд. — М. : Советская энциклопедия, 1986. — С. 731—738. — 70 000 экз.
  11. ↑ 1 2 3 4 5 Черепащук А. М. Тесные двойные звезды на поздних стадиях эволюции (неопр.). Астронет. Дата обращения: 16 июля 2020.
  12. ↑ Руни Э. История астрономии. — С. 119. — ISBN 978-5-9950-0834-7.
  13. ↑ 1 2 3 4 История астрономии (неопр.). Институт истории естествознания и техники имени С. И. Вавилова РАН. Дата обращения: 11 июля 2020.
  14. ↑ 1 2 3 Шкловский, 1984, с. 102–103.
  15. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 360.
  16. ↑ Шкловский, 1984, с. 133.
  17. ↑ Надёжин Д. К. Ядерные реакции в звёздах (неопр.). Большая российская энциклопедия.
  18. ↑ 1 2 Wilkinson F. Main-Sequence Stars (неопр.). The Astrophysics Spectator. Дата обращения: 11 июля 2020.
  19. ↑ Main Sequence Stars (неопр.). Australia Telescope National Facility. Дата обращения: 11 июля 2020.
  20. ↑ 1 2 Кононович, Мороз, 2004, с. 413.
  21. ↑ Prialnik D. An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution (англ.). — Cambridge University Press, 2000. — ISBN 978-0-521-65937-6.
  22. ↑ 1 2 3 Schröder K. P.; Smith R. C. Distant future of the Sun and Earth revisited (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2008. — May (vol. 386, no. 1). — P. 155—163. — doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. — Bibcode: 2008MNRAS.386..155S. — arXiv:0801.4031.
  23. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Sackmann I. J.; Boothroyd A. I.; Kraemer K. E. Our Sun. III. Present and Future (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1993.
  24. ↑ Звёздное рождение титана // Наука и жизнь. — 2020. — Декабрь (№ 12). — С. 15—16. — ISSN 0028-1263.
  25. ↑ Рыжов В. Н. Звездный нуклеосинтез — источник происхождения химических элементов (неопр.). Астронет.
  26. ↑ Взрывной нуклеосинтез (неопр.). Энциклопедия физики и техники. Дата обращения: 18 июля 2020.
  27. ↑ LeBlanc F. An Introduction to Stellar Astrophysics. — United Kingdom: John Wiley & Sons, 2010. — С. 218. — ISBN 978-0-470-69956-0.
  28. ↑ Lewis J. S. Physics and chemistry of the solar system (англ.). — United Kingdom: Elsevier Academic Press, 2004. — P. 600. — ISBN 978-0-12-446744-6.
  29. ↑ Chabrier G. Deuterium Burning in Substellar Objects (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2000. — Vol. 542, no. 2. — P. L119. — doi:10.1086/312941. — Bibcode: 2000ApJ…542L.119C. — arXiv:astro-ph/0009174.
  30. ↑ Темные светила: коричневые карлики (рус.). Популярная механика. Дата обращения: 11 июля 2020.
  31. ↑ 1 2 3 Кононович, Мороз, 2004, с. 387.
  32. ↑ Шкловский, 1984, с. 43.
  33. ↑ Section X, Stellar Evolution (неопр.). University of New Hampshire Experimental Space Plasma Group. Дата обращения: 11 июля 2020.
  34. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 Salaris M.; Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations // Evolution of Stars and Stellar Populations. — 2005. — Bibcode: 2005essp.book…..S.
  35. ↑ 1 2 3 4 5 6 Сурдин В. Г.; Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. От облака к звезде (неопр.). Астронет (1992). Дата обращения: 11 июля 2020.
  36. ↑ Вириала теорема / Новиков И. Д. // Физика космоса: Маленькая энциклопедия / Редкол.: Р. А. Сюняев (гл. ред.) и др. — 2-е изд. — М. : Советская энциклопедия, 1986. — С. 167—168. — 70 000 экз.
  37. ↑ 1 2 3 4 Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. От облака к звезде (неопр.). Астронет (1992). Дата обращения: 11 июля 2020.
  38. ↑ 1 2 Richard B. Larson. The physics of star formation (англ.) // Reports on Progress in Physics. — 2003-09. — Vol. 66, iss. 10. — P. 1651–1697. — ISSN 0034-4885. — doi:10.1088/0034-4885/66/10/R03.
  39. ↑ 1 2 3 Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды.. Что же такое протозвёзды? (неопр.). Астронет (1992).
  40. ↑ 1 2 3 4 Эволюция звезд (неопр.). Кафедра астрономии и космической геодезии Томского государственного университета.
  41. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 394–395.
  42. ↑ 1 2 Darling D. Henyey track (неопр.). The Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 11 июля 2020.
  43. ↑ 1 2 Henyey track (неопр.). Oxford Reference. Дата обращения: 11 июля 2020.
  44. ↑ Henyey L. G.; Lelevier R.; Levée R. D. THE EARLY PHASES OF STELLAR EVOLUTION // The Astronomical Society of the Pacific. — 1955.
  45. ↑ Burrows A.; Hubbard W. B.; Saumon D.; Lunine J. I. An expanded set of brown dwarf and very low mass star models (англ.) // The Astrophysical Journal : рец. науч. журнал. — IOP Publishing, 1993. — Vol. 406, no. 1. — P. 158—171. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/172427. — Bibcode: 1993ApJ…406..158B. — См. С. 160.
  46. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 356–358.
  47. ↑ Hansen C. J.; Kawaler S. D. (1999), Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, Astronomy and Astrophysics Library, Springer Science & Business Media, с. 39, ISBN 978-0387941387, <https://books.google.com/books?id=m-_6LYuUbUkC&pg=PA39> 
  48. ↑ 1 2 Clayton D. D. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis (англ.). — University of Chicago Press, 1983. — P. 481—482. — 621 p. — ISBN 978-0-226-10953-4.
  49. ↑ Gloeckler G.; Geiss J. Composition of the local interstellar medium as diagnosed with pickup ions (англ.) // Advances in Space Research  (англ.) (рус. : journal. — Elsevier, 2004. — Vol. 34, no. 1. — P. 53—60. — doi:10.1016/j.asr.2003.02.054. — Bibcode: 2004AdSpR..34…53G.
  50. ↑ Сурдин В. Г. Межзвездная среда (неопр.). Астронет. Дата обращения: 11 июля 2020.
  51. ↑ Батурин В.; Миронова И. Звёзды: их строение, жизнь и смерть. Строение звёзд главной последовательности (неопр.). Астронет. Дата обращения: 11 июля 2020.
  52. ↑ Постнов К. А. Эволюция звезд после главной последовательности // Лекции по общей астрофизике для физиков. — Астронет.
  53. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 401.
  54. ↑ 1 2 Беляева Е. Е. Физика звёзд. Уравнение гидростатического равновесия (неопр.). Казанский федеральный университет.
  55. ↑ Попов С. Глава 4 // Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной. — 2018. — 400 с. — ISBN 5961450481.
  56. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 394–398.
  57. ↑ Шкловский, 1984, с. 134.
  58. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 441.
  59. ↑ Миронова И. Звёзды: их строение, жизнь и смерть. Наблюдение эволюции звезд (неопр.). Астронет. Дата обращения: 11 июля 2020.
  60. ↑ Zombeck, M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (неопр.). Дата обращения: 11 июля 2020.
  61. ↑ Светимости классы // Физика космоса: Маленькая энциклопедия / Редкол.: Р. А. Сюняев (гл. ред.) и др. — 2-е изд. — М. : Советская энциклопедия, 1986. — С. 607. — 70 000 экз.
  62. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Кононович, Мороз, 2004, с. 399.
  63. ↑ 1 2 Сурдин, 2015, с. 158.
  64. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 Karttunen H.; Kröger P.; Oja H.; Poutanen M.; Donner K. J. Fundamental Astronomy. — Springer, 2007. — С. 249—254. — 510 с. — ISBN 978-3-540-00179-9.
  65. ↑ 1 2 Gerard S. The Secret Lives of Cepheids (неопр.). Villanova University (2014).
  66. ↑ 1 2 Расторгуев А. С. Цефеиды — звёздные маяки Вселенной (неопр.). Государственный астрономический институт имени П. К. Штернберга, МГУ. Дата обращения: 11 июля 2020.
  67. ↑ 1 2 3 4 5 Djorgovski G. Post-Main Sequence Stellar Evolution (неопр.). Caltech Astronomy. Дата обращения: 11 июля 2020.
  68. ↑ Шкловский, 1984, с. 137.
  69. ↑ F. C. Adams, G. J. M. Graves, G. Laughlin. Red Dwarfs and the End of the Main Sequence. — 2004-12-01. — Т. 22. — С. 46–49.
  70. ↑ van Loon, J. Th. On the metallicity dependence of the winds from red supergiants and Asymptotic Giant Branch stars // Stellar Evolution at Low Metallicity: Mass Loss, Explosions, Cosmology ASP Conference Series.
  71. ↑ Батурин В. А.; Миронова И. В. Углеродная детонация (неопр.). Астронет. Дата обращения: 19 июля 2020.
  72. ↑ 1 2 Миронова И. Схема эволюции одиночной звезды (неопр.). Астронет. Астронет. Дата обращения: 11 июля 2020.
  73. ↑ Siess, L. Evolution of massive AGB stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2006. — Vol. 448, no. 2. — P. 717—729. — doi:10.1051/0004-6361:20053043. — Bibcode: 2006A&A…448..717S.
  74. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 414.
  75. ↑ 1 2 Кононович, Мороз, 2004, с. 418.
  76. ↑ 1 2 3 Кононович, Мороз, 2004, с. 420.
  77. ↑ Сверхновые звёзды / Утробин В. П. // Физика космоса: Маленькая энциклопедия / Редкол.: Р. А. Сюняев (гл. ред.) и др. — 2-е изд. — М. : Советская энциклопедия, 1986. — С. 600—607. — 70 000 экз.
  78. ↑ Collapsing Star Gives Birth to a Black Hole (неопр.). NASA, Jet Propulsion Laboratory (25 мая 2017). Дата обращения: 16 июля 2020.
  79. ↑ Billings L. Astronomers May Have Witnessed 2 Black Hole Births (неопр.). Scientific American (1 ноября 2015). Дата обращения: 16 июля 2020.
  80. ↑ 1 2 3 4 5 Karttunen H.; Kröger P.; Oja H.; Poutanen M.; Donner K. J. Fundamental Astronomy. — Springer, 2007. — С. 254—256. — 510 с. — ISBN 978-3-540-00179-9.
  81. ↑ 1 2 3 Кононович, Мороз, 2004, с. 421—427.

Литература

Ссылки

Вам также может быть интересно
Косметолог Ирина Соболева рассказывает о самом коварном типе кожи: что это за «зверь» и в чем его коварство
Косметолог, массажист, талассонутрициолог Ирина Соболева объяснила, как появляется себорея (состояние, называемое жирной кожей), какой
Суд рассмотрит по существу дело владельцев B&B, обвиняемых Денисом Шапиро в хищении у него 4 млрд рублей
Дорогомиловский районный суд Москвы начал рассмотрение по существу уголовного дела Александра Балаховского и Якова