Современные представления о строении и эволюции звёзд. Возникновение химических элементов и картина их распространенности

1) Определение звезды:

Звезда́ — излучающий свет массивный газовый шар, удерживаемый силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза.

Как возникает звезда: Сначала формируется протозвезда. Частицы гигантского движущегося газопылевого облака в некоторой области пространства притягиваются друг к другу за счет гравитационных сил. Происходит это очень медленно. Постепенно частицы сближаются, плотность облака нарастает, оно становится непрозрачным, образующийся сферический "ком" начинает понемногу вращаться, растет и сила притяжения, ведь теперь масса "кома" велика.

Все больше частиц захватывается, все больше плотность вещества. Внешние слои давят на внутренние, давление в глубине растет, растет температура. В ядре образующегося тела создаются условия для протекания ядерной реакции синтеза: водород начинает превращаться в гелий.

Реакция сопровождается мощным потоком электромагнитного излучения, давящим на внешние слои вещества, противодействуя гравитационному сжатию. Сжатие прекращается, давления уравновешиваются, и протозвезда становится звездой. Чтобы пройти эту стадию протозвезде нужно несколько миллионов лет, если ее масса больше солнечной, и несколько сот миллионов лет, если ее масса меньше солнечной.

2) Многообразие и типы звёзд:

Классификации звёзд начали строить сразу после того, как начали получать их спектры. В первом приближении спектр звезды можно описать как спектр чёрного тела, но с наложенными на него линиями поглощения или излучения. По составу и силе этих линий звезде присваивался тот или иной определённый класс. Так поступают и сейчас, однако, нынешнее деление звёзд гораздо более сложное.

Звёзды главной последовательности

Наиболее многочисленный класс звёзд составляют звёзды главной последовательности, к такому типу звёзд принадлежит Солнце. С эволюционной точки зрения главная последовательность — это то место диаграммы, на котором звезда находится большую часть своей жизни. В это время потери энергии на излучения компенсируются за счёт энергии, выделяющейся в ходе ядерных реакций. Время жизни на главной последовательности определяется массой и долей элементов тяжелее гелия (металличностью).

Коричневые карлики

«субзвёзды» или «химические звёзды». В этих объектах идут термоядерные реакции ядерного синтеза на ядрах лёгких элементов, но, в отличие от звёзд главной последовательности, вклад в тепловыделение таких звёзд ядерной реакции слияния ядер водорода незначителен. После исчерпания запасов ядер лёгких элементов, термоядерные реакции в их недрах прекращаются, после чего они относительно быстро остывают, превращаясь в планетоподобные объекты.

Белые карлики

Это проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей массу, при которой звезда может существовать как белый карлик, лишённые собственных источников термоядерной энергии.

Белые карлики представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми или больше массы Солнца, но с радиусами в 100 раз меньше. Средняя плотность вещества белых карликов в пределах их фотосфер почти в миллион раз выше плотности звёзд главной последовательности. По распространённости белые карлики составляют, по разным оценкам, 3—10 % всех звёзд нашей Галактики. Неопределённость оценки обусловлена трудностью наблюдения удалённых белых карликов из-за их малой светимости.

Красные гиганты

Это звёзды поздних спектральных классов с высокой светимостью и протяжёнными оболочками. Примерами красных гигантов являются Арктур, Альдебаран, Гакрукс, красных сверхгигантов — Антарес и Бетельгейзе.

Звёзды в процессе своей эволюции могут достигать поздних спектральных классов и высоких светимостей на двух этапах своего развития: на стадии звёздообразования и поздних стадиях эволюции. Стадия, на которой молодые звёзды наблюдаются как красные гиганты, зависит от их массы — этот этап длится от 1 000 лет для массивных звёзд и до 100 000 000 лет для маломассивных звёзд.

По мере сжатия температура поверхности таких звёзд растёт, но, вследствие уменьшения размеров и площади излучающей поверхности, падает светимость. В конечном итоге, в их ядрах начинается реакция термоядерного синтеза гелия из водорода, и молодая звезда выходит на главную последовательность.

Переменные звёзды

Это звезда, блеск которой изменяется со временем в результате происходящих в её районе физических процессов.

Переменной называется звезда, изменения блеска которой были надёжно обнаружены на достигнутом уровне наблюдательной техники. Для отнесения звезды к разряду переменных достаточно, чтобы блеск звезды хотя бы однажды претерпел изменение.

Переменные звёзды сильно отличаются друг от друга. Изменения блеска могут носить периодический характер. Основными наблюдательными характеристиками являются период, амплитуда изменений блеска, форма кривой блеска и кривой лучевых скоростей.

Звёзды Типа Вольфа — Райе