Образование и эволюция звезд

После ядерного синтеза в Большом Взрыве, возникла Вселенная, состоящая на ~75% водорода и ~25% гелия со следами ⁷Li. Именно эти элементы входят в состав газовых молекулярных облаков, из которых под действием гравитационных сил конденсируются звезды.

Процесс аккреции (сжатия вещества из зоны неоднородности облака (компактной зоны)) начинается с коллапса внутренней части. Гравитационное сжатие увеличивает температуру сгустка. Водород в центре сгустка переходит в возбужденное состояние, затем, возвращаясь в основное, начинает излучать. Объект становится светящимся. Так начинается процесс звездообразования.

Сгусток, образующийся в центре коллапсирующего облака, называют протозвездой.

Дальнейшее сжатие и соответствующее повышение температуры приводит к ионизации водорода, излучение теперь имеет сплошной спектр.

Когда масса вещества звезды в результате аккреции достигает 0.1 массы Солнца, температура в центре звезды достигает 1 млн. K и в жизни протозвезды начинается новый этап - первые реакции термоядерного синтеза (горение дейтерия).

Масса компактной зоны больше массы образовавшейся протозвезды. Удаление лишней массы, прекращение аккреции вещества на поверхности происходит под действием "звездного ветра", когда рассеивается "лишнее" вещество компактной зоны, не сконцентрированное в протозвезду. Эта звезда имеет ту же светимость, что и протозвезда, однако механизм ее свечения теперь - гравитационное сжатие, а не термоядерный синтез или аккреция вещества на поверхности. Сжатие звездного вещества за счет гравитационных сил приводит к повышению температуры в центре звезды, что создает условия для начала ядерной реакции горения водорода.

Далее до взрыва сверхновой звезда проходит следующие этапы эволюции:

Горение водорода, в результате которого образуются ядра ⁴He (T > 10⁶ K, m > 0,3 M (М - масса Солнца).
Горение гелия с образованием ядер ¹²C (Т > 10⁸ K, m > 0,7 M)). К концу этой стадии звезда превращается в красного гиганта: процесс горения водорода перемещается к периферии звезды, при этом плотность гелиевого ядра продолжает увеличиваться за счет гравитационного сжатия и температура его резко возрастает. Увеличение темпа излучения приводит к увеличению размеров внешней оболочки в десятки и сотни раз, что влечет за собой падение температуры внешних слоев звезды.
α-процесс: в результате последовательного захвата α-частиц образуются ядра ¹⁶O (m > 5 M), ²⁰Ne, ²⁴Mg, ²⁸Si...(m > 25 M).
e -процесс: при достижении температуры 5 · 10⁹K в звездах в условиях термодинамического равновесия протекает большое количество разнообразных реакций, в результате чего образуются атомные ядра с A~60 (вплоть до Fe и Ni), на них кончается цепочка ядерных реакций синтеза, т. к. они наиболее связанные.
s -процесс: ядра тяжелее Fe образуются в реакциях последовательного захвата нейтронов. Последующий β^-- распад повышает порядковый номер образующихся атомных ядер.
r -процесс: Если скорость последовательного захвата нейтронов гораздо больше скорости β^--распада атомного ядра, то оно успевает захватить большое число нейтронов и лишь затем, в результате последовательной цепочки β^--распадов, превращается в стабильное ядро. (Обычно считается, что r-процессы происходят в результате взрывов Сверхновых звезд.)
P -процесс: Некоторые стабильные нейтронодефицитные ядра (так называемые обойденные ядра) образуются в реакциях захвата протона, в реакциях (β^-, n) или в реакциях под действием нейтрино.
X -процесс. Легкие ядра Li, Be, B образуются в результате взаимодействия космических лучей с космической пылью.