Время жизни звезд

Рождение звезд

Как известно, звезды образуются из межзвездных газовых облаков, находящихся в большинстве своем в галактическом диске. Тем не менее, детально этот процесс образования звезды осмыслен еще не до конца.

В частности, еще неясно, какие явления могут приводить к концентрации газа в облаке, после которой начинается образование новой звезды – в космосе, как известно, вакуум, соответственно “толкотни” между молекулами не наблюдается. Отчего в один прекрасный момент гигантские, растянутые на световые года облака “космической пыли” вдруг начинают уплотнятся и формировать звезды? Хороший вопрос!

Диаграмма Герцшпрунга — Рессела: Шкала эволюции звезд

Один из самых интересных ответов на этот вопрос, предложенных астрономами, предполагает взрыв сверхновой недалеко от облака пыли. Действительно, взрыв порождает ударные волны, которые сжимают, газ, что приводит к необходимой его концентрации в самой плотной области облака.

С увеличением концентрации температура в центре облака поднимается, и протозвезда становится источником инфракрасного излучения. Когда температура достаточно высока, водород начинает гореть. Процесс уплотнения заканчивается, а звезда на диаграмме Герцшпрунга — Рессела оказывается на главной последовательности.

С этого момента звезда на очень продолжительный период стабилизируется и проводит в этом состоянии около 90% своей жизни, в зависимости от массы.

Та, звезда солнечной массы остается на главной последовательности около 10 млрд. лет, а звезда на порядок большей массы — лишь 300 млн. лет.

Рождение звезд

Как известно, звезды образуются из межзвездных газовых облаков, находящихся в большинстве своем в галактическом диске. Тем не менее, детально этот процесс образования звезды осмыслен еще не до конца.

В частности, еще неясно, какие явления могут приводить к концентрации газа в облаке, после которой начинается образование новой звезды – в космосе, как известно, вакуум, соответственно “толкотни” между молекулами не наблюдается. Отчего в один прекрасный момент гигантские, растянутые на световые года облака “космической пыли” вдруг начинают уплотнятся и формировать звезды? Хороший вопрос!

Диаграмма Герцшпрунга — Рессела: Шкала эволюции звезд

Один из самых интересных ответов на этот вопрос, предложенных астрономами, предполагает взрыв сверхновой недалеко от облака пыли. Действительно, взрыв порождает ударные волны, которые сжимают, газ, что приводит к необходимой его концентрации в самой плотной области облака.

С увеличением концентрации температура в центре облака поднимается, и протозвезда становится источником инфракрасного излучения. Когда температура достаточно высока, водород начинает гореть. Процесс уплотнения заканчивается, а звезда на диаграмме Герцшпрунга — Рессела оказывается на главной последовательности.

С этого момента звезда на очень продолжительный период стабилизируется и проводит в этом состоянии около 90% своей жизни, в зависимости от массы.

Та, звезда солнечной массы остается на главной последовательности около 10 млрд. лет, а звезда на порядок большей массы — лишь 300 млн. лет.

Интересные факты из жизненных циклов звезд

Жизненный цикл звезд

Одним из самых своеобразных и примечательных сведений из звездной жизни космоса является то, что подавляющее большинство светил в нашей Вселенной находятся на стадии красных карликов. Такие объекты обладают массой значительно меньшей, чем у Солнца.

Довольно интересно также и то, что магнитное притяжение нейтронных звезд в миллиарды раз выше аналогичного излучения земного светила.

Влияние массы на звезду

Путь звезды в зависимости от массы

Еще одним не менее занимательным фактом можно назвать продолжительность существования самых огромных из известных типов звезд. В силу того, что их масса способна в сотни раз превышать солнечную, выделение ими энергии тоже многократно больше, иногда даже в миллионы раз. Следовательно, период их жизни длится гораздо меньше. В некоторых случаях их существование укладывается всего в несколько миллионов лет, против миллиардов лет жизни звезд с небольшой массой.

Интересным фактом также является противоположность черных дыр белым карликам. Примечательно то, что первые возникают из самых гигантских по массе звезд, а вторые, наоборот, из наименьших.

Во Вселенной существует огромное количество уникальных явлений, о которых можно говорить бесконечно, ведь космос крайне слабо изучен и исследован. Все человеческие знания о том, сколько лет живут звезды, их жизненных циклах, которыми обладает современная наука, в основном получены из наблюдений и теоретических расчетов. Такие малоизученные явления и объекты дают почву для постоянной работы тысячам исследователей и ученых: астрономов, физиков, математиков, химиков. Благодаря их непрерывному труду, эти знания постоянно накапливаются, дополняются и изменяются, становясь, таким образом, более точными, достоверными и всеобъемлющими.

Эпизод IV. Конец существования звезд и их гибель

Старые светила, как и их юные собратья, делятся на несколько видов: с малой массой, средних размеров, сверхмассивные звезды, и . Что касается объектов с небольшой массой, то до сих пор нельзя точно утверждать какие именно процессы с ними происходят на последних стадиях существования. Все подобные явления гипотетически описаны при помощи компьютерного моделирования, а не на основании тщательных наблюдений за ними. После окончательного выгорания углерода и кислорода происходит увеличение атмосферной оболочки звезды и быстрая потеря ею газовой составляющей. В финале своего эволюционного пути светила многократно сжимаются, а их плотность наоборот значительно возрастает. Такую звезду принято считать белым карликом. Затем в ее жизненной фазе следует период красного сверхгиганта. Последним в цикле существования звезды является ее превращение, в результате очень сильного сжатия, в нейтронную звезду. Однако не все подобные космические тела становятся таковыми. Некоторые, чаще всего наиболее крупные по параметрам (больше 20-30 масс Солнца), переходят в разряд черных дыр в результате коллапса.

Бетельгейзе

ИК снимок Бетельгейзе

Мы оказываемся на орбите Бетельгейзе, расположенной в 500 световых годах от дома, на уровне 19 астрономических едениц от центра звезды. Глазам предстает неописуемая картина. Находясь от ядра этой звезды так же далеко как Уран от ядра Солнца мы видим, что красный диск звезды чуть ли не в сотни раз превосходит размеры Солнца, а цвет ее красный. Умирающая звезда. Если перевести возраст звезд на человеческую жизнь, то Солнцу было бы чуть за сорок лет. Бетельгейзе же уже старичок, доживающий свой век. Мы увлекаемся завораживающим видом, компьютер предупреждает нас, что нужно срочно покинуть пределы звезды, так как по данным спектральных наблюдений совсем скоро звезда будет светить ярче, что может навредить нашему маленькому кораблю. Красные гиганты нестабильны и их излучение может сильно варьироваться.

Звезды-гиганты и звезды-карлики

Звезды больших размеров являются самыми горячими и яркими. На вид они обычно белые или голубоватого оттенка. Несмотря на то что они обладают гигантскими размерами, топливо внутри них сгорает настолько быстро, что они лишаются его за каких-то несколько миллионов лет.

Звезды небольших размеров, в противоположность гигантским, обычно не столь яркие. Они обладают красным цветом, живут достаточно долго – в течение миллиардов лет. Но среди ярких звезд на небосклоне есть также красные и оранжевые. Примером может послужить звезда Альдебаран – так называемый «глаз быка», находящийся в созвездии Тельца; а также звезда Антарес в созвездии Скорпиона. Почему же эти холодные звезды способны конкурировать по яркости с раскаленными звездами, наподобие Сириуса?

Так происходит из-за того, что когда-то они очень сильно расширились, и по своему диаметру стали превосходить огромные красные звезды (сверхгиганты). Огромная площадь позволяет этим звездам излучать на порядок больше энергии, чем Солнце. И это несмотря на тот факт, что их температура намного ниже. К примеру, диаметр Бетельгейзе, находящейся в созвездии Ориона, в несколько сотен раз больше диаметра Солнца. А диаметр обыкновенных красных звезд обычно не составляет и десятой части размера Солнца. Такие звезды называют карликами. Эти виды жизненного цикла звезд может проходить каждое небесное светило – одна и та же звезда на разных отрезках своей жизни может быть и красным гигантом, и карликом.

Как правило, светила, подобные Солнцу, поддерживают свое существование за счет находящегося внутри водорода. Он превращается в гелий внутри ядерной сердцевины звезды. Солнце располагает огромным количеством топлива, однако даже оно не бесконечно – за последние пять миллиардов лет была израсходована половина запаса.

Пульсары и нейтронные звезды

Когда жизнь звезды заканчивается, на ее месте образуется уникальное космическое тело – нейтронная звезда. Это компактные астрономические объекты, радиус которых не превышает 10 километров. А масса нейтронной звезды составляет около 1,4 массы Солнца. Состоят такие объекты в основном из нейтронов. Эти звезды относятся к самым интересным астрофизическим объектам.

Вещество, из которого состоят эти тела, имеет сверхпроводимость, сверхтекучесть, излучение нейтрино, наличие сверхсильных магнитных полей и прочее. Просто огромна и плотность нейтронной звезды. Именно поэтому она при небольших размерах имеет невероятную массу. Строение нейтронной звезды ни на что не похоже. Внутри нее кипит раскаленное вещество, заключенное в тонкую твердую оболочку, над которой бушует горячая плазма. Это тело имеет магнитное поле, которое превосходит солнечное в триллионы раз.

То, что во Вселенной могут существовать макрообъекты, состоящие в основном  из нейтронов, доказал еще академик Л.Д.Ландау. Предположение о том, что нейтронные звезды рождаются во вспышках сверхновых, было сделано в 1934 году американскими учеными Ф. Цвикки и В.Бааде. Но, учитывая их небольшую светимость, обнаружить нейтронные звезды длительное время не удавалось. Такие тела имеют и другое название – пульсары. Их магнитные поля постоянно захватывают электроны из слоя плазмы, которые в результате начинают излучать радиосигналы.

Впервые такие радиоимпульсы были пойманы из определенных участков неба английскими учеными из Кембриджа в 1967 году. В ходе изучения мерцаний космических радиоисточников Д.Белл, работавшая под руководством Э.Хьюшина (первооткрыватель пульсаров, Лауреат Нобелевской премии в области физики за 1974 год), обнаружила строго периодический сигнал. Тогда некоторые исследователи решили, что имеют дело с сигналами внеземной цивилизации. Поэтому работы в данном направлении были засекречены. В дальнейшем было доказано, что это обычное природное явление.

Данные, полученные группой Хьюшина, стали известны другим ученым. И скоро исследователи пришли к выводу, что радиопульсары и нейтронные звезды обозначают одно и то же понятие. Самое интересное, что нейтронные звезды ученые наблюдали еще за пять лет до открытия радиопульсаторов. Вот только сделать это помогли не радиоволны, а рентгеновские лучи.

В 1962 году ученые установили на ракете специальный детектор и с его помощью смогли обнаружить достаточно мощный источник рентгеновского излучения в созвездии Скорпиона. С Земли подобные исследования провести не удавалось, поскольку рентгеновские лучи поглощаются нашей атмосферой.

 В 1970 году специалистам был известен уже целый ряд подобных объектов. Причем все они входили в состав двойных тесных систем и забирали себе часть вещества нейтронной звезды, которая находилась по соседству. В этом случае вещество приобретает скорость, близкую к скорости света, и при столкновении с поверхностью нейтронной звезды переходит в тепло (температура достигает нескольких миллионов градусов), которое и излучается в рентгеновском диапазоне.

Современной науке известны интересные тесные двойные системы, состоящие из двух нейтронных звезд. За счет гравитационных волн они довольно быстро сближаются.

В итоге за время, меньше возраста Вселенной, они должны слиться, выделив при этом колоссальное количество энергии, намного превосходящее энергию взрыва сверхновой звезды. За одной из таких систем и наблюдали в 1970 году Р. Халс и Жд.Тейлор, которые за результатами своей работы были удостоены Нобелевской премии в области физики.

Столкновение двух нейтронных звезд Источник

Главная последовательность

В определенный момент температура небесного тела поднимается к необходимой отметке, активируя ядерный синтез. Через это проходят все звезды. Водород трансформируется в гелий, выделяя огромный тепловой запас и энергию.

Энергия высвобождается как гамма-лучи, но из-за медленного движение звезды она падает с длиной волны. Свет выталкивается наружу и вступает в конфронтацию с гравитацией. Можно считать, что здесь создается идеальное равновесие.

Сколько она пробудет в главной последовательности? Нужно исходить из массы звезды. Красные карлики (половина солнечной массы) способны тратить топливный запас сотни миллиардов (триллионы) лет. Средние звезды (как Солнце) живут 10-15 миллиардов. А вот наиболее крупные – миллиарды или миллионы лет. Посмотрите, как выглядит эволюция и смерть звезд различных классов на схеме.

Интересные факты из жизненных циклов звезд

Жизненный цикл звезд

Одним из самых своеобразных и примечательных сведений из звездной жизни космоса является то, что подавляющее большинство светил в нашей Вселенной находятся на стадии красных карликов. Такие объекты обладают массой значительно меньшей, чем у Солнца.

Довольно интересно также и то, что магнитное притяжение нейтронных звезд в миллиарды раз выше аналогичного излучения земного светила.

Влияние массы на звезду

Путь звезды в зависимости от массы

Еще одним не менее занимательным фактом можно назвать продолжительность существования самых огромных из известных типов звезд. В силу того, что их масса способна в сотни раз превышать солнечную, выделение ими энергии тоже многократно больше, иногда даже в миллионы раз. Следовательно, период их жизни длится гораздо меньше. В некоторых случаях их существование укладывается всего в несколько миллионов лет, против миллиардов лет жизни звезд с небольшой массой.

Интересным фактом также является противоположность черных дыр белым карликам. Примечательно то, что первые возникают из самых гигантских по массе звезд, а вторые, наоборот, из наименьших.

Во Вселенной существует огромное количество уникальных явлений, о которых можно говорить бесконечно, ведь космос крайне слабо изучен и исследован. Все человеческие знания о звездах и их жизненных циклах, которыми обладает современная наука, в основном получены из наблюдений и теоретических расчетов. Такие малоизученные явления и объекты дают почву для постоянной работы тысячам исследователей и ученых: астрономов, физиков, математиков, химиков. Благодаря их непрерывному труду, эти знания постоянно накапливаются, дополняются и изменяются, становясь, таким образом, более точными, достоверными и всеобъемлющими.

Все звёзды

Масса предопределяет судьбу звезды не полностью. Влияние на эволюцию светила могут оказывать скорость вращения или взаимодействие с другими телами. Обмен веществом в двойных системах практически неизбежен. Встречаются и переменные типа W Большой Медведицы — пары настолько тесные, что звёзды в них сливаются в единое гантелеобразное тело. В плотных же скоплениях не редки «голубые отставшие» звёзды, получившие дополнительный водород, поглотив один из компонентов «кратной» системы.

Отдельную категорию составляют звёзды химически-пекулярные(необычные) — углеродные, бариевые, ртутно-марганцевые, а также «кремниевые» Ar-звёзды и Amзвёзды, в спектре которых усилены линии сразу нескольких тяжёлых металлов. Конечно же, «ртутные» звёзды состоят отнюдь не из ртути. Доля этого металла в их массе не выше, чем в составе большинства прочих светил. Просто некие факторы — обмен массой, замедленное вращение, слишком сильное магнитное поле — таким образом влияют на движение вещества в конвективной зоне, что в фотосферу попадают тяжёлые химические элементы, которые в нормальной ситуации должны «тонуть».

Ахернар — в полтора раза сплющенная бешеным вращением бело-голубая звезда в семь раз массивнее Солнца. Благодаря центробежной силе, на экваторе «съедающей» 85% тяготения, он окружён диском утекающего вещества и, вполне вероятно, завершит свою эволюцию уже как светило более низкой «весовой категории»

Как узнали о составе звезд?

Состав — это самая неочевидная характеристика звезд. О нем человечество узнало в последнюю очередь. Происхождение звезд угадал философ Иммануил Кант еще в XVIII веке. Другие параметры, вроде цвета или светимости, можно оценить без особых инструментов — а вот материал, из которого состоят звезды, долгое время терзал воображение ученых.

Открыть занавес тайны ученые смогли только в середине XIX века, после изобретения методики спектрального анализа. Оказывается, каждый источник света имеет свой уникальный излучаемый спектр, который напрямую зависит от его состава — материалы поглощают одни линии спектра, и пропускают сквозь себя другие. С помощью спектрального анализа, астрономы значительно расширили горизонты человеческого познания.

Звезды и их свойства

Звезды – это массивные светящиеся шары горячих газов, в основном водорода и гелия. Некоторые звезды находятся относительно близко (ближайшие 30 звезд находятся в пределах 40 парсек), а другие – далеко-далеко. Астрономы могут измерять расстояние с помощью метода, называемого параллаксом, при котором изменение положения звезды на небе измеряется в разное время в течение года.

Некоторые звезды одни на небе, у других есть спутники (двойные звезды), а некоторые являются частью больших скоплений, содержащих тысячи или миллионы звезд.

Не все звезды одинаковы. Они бывают разных размеров, яркости, температуры и цвета. И имеют много особенностей, которые можно измерить, изучая свет, который они излучают:

• температура
• спектр или длина волны испускаемый свет
• яркость
• светимость
• размер (радиус)
• масса
• движение (к нам или от нас, скорость вращения)

Туманность Пламя и Лошадиная голова в поясе Ориона

И если вы изучаете звезды, вы захотите включить эти термины в свой звездный словарь:

• абсолютная величина – кажущаяся величина звезды, если она находилась в 10 парсеках от Земли
• видимая величина – яркость звезды, наблюдаемая с Земли светимость – общее количество энергии, излучаемой звездой в секунду
• парсек – измерение расстояния (3,3 световых года, 33 триллиона километров) световой год – измерение расстояния (10 триллионов километров)
• спектр – свет различной длины волны, излучаемый звездой
• масса Солнца – масса Солнца; 1,99 x 10 30 кг (330 000 масс Земли)
• солнечный радиус – радиус Солнца; 418 000 миль (696 000 километров)

Этапы эволюции звезд

Теория звездной эволюции рассматривает изменения в физических, химических характеристиках звезд, которые связаны с возрастом светила. Ее основными этапами являются:

• образование протозвезды из газового облака;
• формирование звезды разной массы, которая в ходе термоядерных процессов станет либо гигантом, либо сверхгигантом;
• эволюция звезд с низкой массой заканчивается их превращением в белого карлика;

тяжелая звезда в ходе гравитационного коллапса образует нейтронную звезду или черную дыру.

Гравитационным коллапсом называют катастрофически быстрое сжатие космических тел под действием гравитационных сил. 

Протозвезда

Жизнь каждой звезды начинается с рождения. На первых этапах формируется большое облако, внутри которого образуются молекулы. В результате гравитационного воздействия облако межзвездного газа начинает сжиматься и постепенно приобретает шарообразную форму. Во время сжатия энергия гравитации переходит в тепло, что приводит к повышению температурных показателей в центральной части звезды.  Но при этом температура еще не такая высокая, чтобы запустились термоядерные реакции.

На первой стадии своего эволюционного развития объект принято называть протозвездой. Процесс образования нового тела проходит на протяжении долгого времени и может достигать миллионов лет. Протозвезды со сформированным ядром и оболочкой выделяют в отдельный тип, который называют звезды до главной последовательности. У них низкая температура и высокая светимость. Звезда постепенно начинает двигаться к главной последовательности, а свою энергию она получает благодаря силам гравитации.

Процесс сжатия у протозвезд происходит очень медленно. Например, чтобы Солнце перешло в главную последовательность ему потребовалось 30 млн. лет.

Эпизод I. Протозвезды

Протопланетный диск, окружающий молодую солнечную систему в туманности Ориона

Жизненный путь звезд, как и всех объектов макромира и микрокосма, начинается с рождения. Это событие берет свое начало в формировании невероятно огромного облака, внутри которого появляются первые молекулы, поэтому образование называется молекулярным. Иногда употребляется еще и другой термин, непосредственно раскрывающий суть процесса, – колыбель звезд.

Только когда в таком облаке, в силу непреодолимых обстоятельств, происходит чрезвычайно быстрое сжатие составляющих его частиц, имеющих массу, т. е. гравитационный коллапс, начинает формироваться будущая звезда. Причиной этому является выплеск энергии гравитации, часть которой сжимает молекулы газа и разогревает материнское облако. Затем прозрачность образования постепенно начинает пропадать, что способствует еще большему нагреванию и возрастанию давления в его центре. Заключительным эпизодом в протозвездной фазе является аккреция падающего на ядро вещества, в ходе чего происходит рост зарождающегося светила, и оно становится видимым, после того, как давление испускаемого света буквально сметает всю пыль на окраины.

Интересные факты из жизненных циклов звезд

Одним из самых своеобразных и примечательных сведений из звездной жизни космоса является то, что подавляющее большинство светил в нашей находятся на стадии красных карликов. Такие объекты обладают массой значительно меньшей, чем у Солнца.

Довольно интересно также и то, что магнитное притяжение нейтронных звезд в миллиарды раз выше аналогичного излучения земного светила.

Влияние массы на звезду

Еще одним не менее занимательным фактом можно назвать продолжительность существования самых огромных из известных типов звезд. В силу того, что их масса способна в сотни раз превышать солнечную, выделение ими энергии тоже многократно больше, иногда даже в миллионы раз. Следовательно, период их жизни длится гораздо меньше. В некоторых случаях их существование укладывается всего в несколько миллионов лет, против миллиардов лет жизни звезд с небольшой массой.

Интересным фактом также является противоположность черных дыр белым карликам. Примечательно то, что первые возникают из самых гигантских по массе звезд, а вторые, наоборот, из наименьших.

Во Вселенной существует огромное количество уникальных явлений, о которых можно говорить бесконечно, ведь космос крайне слабо изучен и исследован. Все человеческие знания о звездах и их жизненных циклах, которыми обладает современная наука, в основном получены из наблюдений и теоретических расчетов. Такие малоизученные явления и объекты дают почву для постоянной работы тысячам исследователей и ученых: астрономов, физиков, математиков, химиков. Благодаря их непрерывному труду, эти знания постоянно накапливаются, дополняются и изменяются, становясь, таким образом, более точными, достоверными и всеобъемлющими.

Общая информация

Эволюция Звезд

Время жизни звезды любого типа – невероятно долгий и сложный процесс, сопровождаемый явлениями космического масштаба. Многогранность его просто невозможно полностью проследить и изучить, даже используя весь арсенал современной науки. Но на основании тех уникальных знаний, накопленных и обработанных за весь период существования земной астрономии, нам становятся доступными целые пласты ценнейшей информации. Это позволяет связать последовательность эпизодов из жизненного цикла светил в относительно стройные теории и смоделировать их развитие. Что же это за этапы?

Эпизод IV. Конец существования звезд и их гибель

Диск звезды Бетельгейзе, снимок телескопа Хаббл

Старые светила, как и их юные собратья, делятся на несколько видов: с малой массой, средних размеров, сверхмассивные звезды, белые карлики, нейтронные и черные дыры. Что касается объектов с небольшой массой, то до сих пор нельзя точно утверждать какие именно процессы с ними происходят на последних стадиях существования. Все подобные явления гипотетически описаны при помощи компьютерного моделирования, а не на основании тщательных наблюдений за ними. После окончательного выгорания углерода и кислорода происходит увеличение атмосферной оболочки звезды и быстрая потеря ею газовой составляющей. В финале своего эволюционного пути светила многократно сжимаются, а их плотность наоборот значительно возрастает. Такую звезду принято считать белым карликом. Затем в ее жизненной фазе следует период красного сверхгиганта. Последним в цикле существования звезды является ее превращение, в результате очень сильного сжатия, в нейтронную звезду. Однако не все подобные космические тела становятся таковыми. Некоторые, чаще всего наиболее крупные по параметрам (больше 20-30 масс Солнца), переходят в разряд черных дыр в результате коллапса.

Эволюция звезд с научной точки зрения

Любая звезда зарождается из сгустка холодного межзвездного газа, который под действием внешних и внутренних гравитационных сил сжимается до состояния газового шара. Процесс сжатия газовой субстанции не останавливается ни на мгновение, сопровождаясь колоссальным выделением тепловой энергии. Температура нового образования растет до тех пор, пока не запускается в ход термоядерный синтез. С этого момента сжатие звездной материи прекращается, достигнут баланс между гидростатическим и тепловым состоянием объекта. Вселенная пополнилась новой полноценной звездой.

Главное звездное топливо — атом водорода в результате запущенной термоядерной реакции

В эволюции звезд принципиальное значение имеют их источники тепловой энергии. Улетучивающаяся в пространство с поверхности звезды лучистая и тепловая энергия пополняются за счет охлаждения внутренних слоев небесного светила. Постоянно протекающие термоядерные реакции и гравитационное сжатие в недрах звезды восполняют потерю. Пока в недрах звезды имеется в достаточном количестве ядерное топливо, звезда светится ярким светом и излучает тепло. Как только процесс термоядерного синтеза замедляется или прекращается совсем, для поддержания теплового и термодинамического равновесия запускается в действие механизм внутреннего сжатия звезды. На данном этапе объект уже излучает тепловую энергию, которая видна только в инфракрасном диапазоне.

Исходя из описанных процессов, можно сделать вывод, эволюция звезд представляет собой последовательную смену источников звездной энергии. В современной астрофизике процессы трансформации звезд можно расставить в соответствии с тремя шкалами:

• ядерная временная шкала;
• тепловой отрезок жизни звезды;
• динамический отрезок (финальный) жизни светила.

В каждом отдельном случае рассматриваются процессы, определяющие возраст звезды, ее физические характеристики и разновидность гибели объекта. Ядерная временная шкала интересна до тех пор, пока объект питается за счет собственных источников тепла и излучает энергию, являющуюся продуктом ядерных реакций. Оценка длительности этого этапа вычисляется путем определения количества водорода, которое превратится в процессе термоядерного синтеза в гелий. Чем больше масса звезды, тем больше интенсивность ядерных реакций и соответственно выше светимость объекта.

Размеры и масса различных звезд, начиная от сверхгиганта, заканчивая красным карликом

Тепловая временная шкала определяет этап эволюции, в течение которого звезда расходует всю тепловую энергию. Этот процесс начинается с того момента, когда израсходовались последние запасы водорода и ядерные реакции прекратились. Для поддержания равновесия объекта запускается процесс сжатия. Звездная материя падает к центру. При этом происходит переход кинетической энергии в тепловую энергию, затрачиваемую на поддержание необходимого температурного баланса внутри звезды. Часть энергии улетучивается в космическое пространство.

Яркость и светимость

Различаются они и по таким признакам, как блеск, яркость. То, насколько яркой окажется наблюдаемая с поверхности Земли звезда, зависит не только от ее светимости, но и от удаленности от нашей планеты. Учитывая расстояние до Земли, звезды могут обладать совершенно различной яркостью. Этот показатель колеблется от одной десятитысячной блеска Солнца до яркости, сопоставимой более чем с миллионом Солнц.

Большая часть звезд находится на нижнем отрезке этого спектра, являясь тусклыми. Во многих отношениях Солнце является среднестатистической, типичной звездой. Однако, по сравнению с другими, оно обладает гораздо большей яркостью. Большое количество тусклых звезд могут наблюдаться даже невооруженным глазом. Причина, по которой звезды отличаются по яркости, заключается в их массе. Цвет, блеск и изменение яркости во времени определяется количеством вещества.