Эволюция звёзд: от рождения до смерти

Введение

Изменения звезд в течение их жизни

Звездная эволюция — это процесс, посредством которого звезда меняется с течением времени. В зависимости от массы звезды, ее продолжительность жизни может варьироваться от нескольких миллионов лет для самых массивных до триллионов лет для наименее массивных, что значительно превышает текущий возраст Вселенной. В таблице показаны продолжительности жизни звезд в зависимости от их массы. Все звезды образуются из коллапсирующих облаков газа и пыли, часто называемых туманностями или молекулярными облаками. В течение миллионов лет эти протозвезды достигают состояния равновесия, становясь так называемыми звездами главной последовательности. Ядерный синтез обеспечивает энергией звезду на протяжении большей части ее существования. Первоначально энергия генерируется путем слияния атомов водорода в ядре звезды главной последовательности. Позже, когда в ядре преобладает гелий, звезды, подобные Солнцу, начинают синтезировать водород вдоль сферической оболочки, окружающей ядро. Этот процесс заставляет звезду постепенно увеличиваться в размерах, проходя через стадию субгиганта, пока она не достигнет фазы красного гиганта. Звезды с массой не менее половины массы Солнца также могут начать генерировать энергию путем слияния гелия в своем ядре, в то время как более массивные звезды могут синтезировать более тяжелые элементы вдоль серии концентрических оболочек. Когда звезда, подобная Солнцу, исчерпает свое ядерное топливо, ее ядро коллапсирует в плотный белый карлик, а внешние слои выбрасываются в виде планетарной туманности. Звезды с массой в десять и более раз превышающей массу Солнца могут взрываться как сверхновые, когда их инертные железные ядра коллапсируют в чрезвычайно плотную нейтронную звезду или черную дыру. Хотя Вселенная недостаточно стара, чтобы какой-либо из самых маленьких красных карликов достиг конца своего существования, звездные модели предполагают, что они будут медленно становиться ярче и горячее, прежде чем исчерпать запасы водородного топлива и превратиться в белые карлики с малой массой. Звездную эволюцию изучают не путем наблюдения за жизнью одной звезды, поскольку большинство звездных изменений происходят слишком медленно, чтобы их можно было обнаружить даже в течение многих веков. Вместо этого астрофизики понимают, как эволюционируют звезды, наблюдая за многочисленными звездами на различных этапах их жизни и моделируя звездную структуру с помощью компьютерных моделей.

Stellar evolution is the process by which a star changes over the course of time. Depending on the mass of the star, its lifetime can range from a few million years for the most massive to trillions of years for the least massive, which is considerably longer than the current age of the universe. The table shows the lifetimes of stars as a function of their masses. All stars are formed from collapsing clouds of gas and dust, often called nebulae or molecular clouds. Over the course of millions of years, these protostars settle down into a state of equilibrium, becoming what is known as a main sequence star. Nuclear fusion powers a star for most of its existence. Initially the energy is generated by the fusion of hydrogen atoms at the core of the main sequence star. Later, as the preponderance of atoms at the core becomes helium, stars like the Sun begin to fuse hydrogen along a spherical shell surrounding the core. This process causes the star to gradually grow in size, passing through the subgiant stage until it reaches the red giant phase. Stars with at least half the mass of the Sun can also begin to generate energy through the fusion of helium at their core, whereas more massive stars can fuse heavier elements along a series of concentric shells. Once a star like the Sun has exhausted its nuclear fuel, its core collapses into a dense white dwarf and the outer layers are expelled as a planetary nebula. Stars with around ten or more times the mass of the Sun can explode in a supernova as their inert iron cores collapse into an extremely dense neutron star or black hole. Although the universe is not old enough for any of the smallest red dwarfs to have reached the end of their existence, stellar models suggest they will slowly become brighter and hotter before running out of hydrogen fuel and becoming low mass white dwarfs. Stellar evolution is not studied by observing the life of a single star, as most stellar changes occur too slowly to be detected, even over many centuries. Instead, astrophysicists come to understand how stars evolve by observing numerous stars at various points in their lifetime, and by simulating stellar structure using computer models.

Протозвезда

Звездная эволюция начинается с гравитационного коллапса гигантского молекулярного облака. Типичные гигантские молекулярные облака имеют размер около … и содержат до… По мере коллапса гигантское молекулярное облако распадается на все более мелкие фрагменты. В каждом из этих фрагментов коллапсирующий газ высвобождает гравитационную потенциальную энергию в виде тепла. По мере увеличения температуры и давления фрагмент конденсируется во вращающийся шар сверхгорячего газа, известный как протозвезда. Нитевидные структуры повсеместно встречаются в молекулярных облаках. Плотные молекулярные нити фрагментируются на гравитационно связанные ядра, являющиеся предшественниками звезд. Непрерывное аккрецирование газа, геометрическое искривление и магнитные поля могут контролировать детали процесса фрагментации нитей. В сверхкритических нитях наблюдения выявили квазипериодические цепочки плотных ядер с расстоянием между ними, сопоставимым с внутренней шириной нити, а также вложенные две протозвезды с газовыми выбросами. Протозвезда продолжает расти за счет аккреции газа и пыли из молекулярного облака, превращаясь в звезду, находящуюся на стадии пред-главной последовательности, по достижении своей конечной массы. Дальнейшая эволюция определяется ее массой. Масса обычно сравнивается с массой Солнца: означает 1 солнечную массу. Протозвезды окружены пылью, поэтому они лучше всего наблюдаются в инфракрасном диапазоне длин волн. Наблюдения, выполненные с помощью широкопольного инфракрасного обсерватория (WISE), сыграли особенно важную роль в обнаружении многочисленных галактических протозвезд и их родительских звездных скоплений.

Коричневые карлики и субзвездные объекты

Протозвезды с массой менее примерно 13 масс Юпитера никогда не достигают температуры, достаточной для начала ядерного синтеза водорода. Они известны как коричневые карлики. Международный астрономический союз определяет коричневые карлики как звезды, достаточно массивные, чтобы в какой-то момент своей жизни начать синтез дейтерия (13 масс Юпитера, 2,5 × 1028 кг, или ). Объекты с меньшей массой классифицируются как субкоричневые карлики (но если они обращаются вокруг другого звездного объекта, они классифицируются как планеты). Оба типа – как те, что сжигают дейтерий, так и те, что нет – слабо светятся и медленно угасают, постепенно охлаждаясь в течение сотен миллионов лет.

Главная последовательность звездных объектов

Для более массивной протозвезды температура ядра в конечном итоге достигнет 10 миллионов кельвинов, инициируя протон-протонную цепную реакцию и позволяя водороду сливаться, сначала в дейтерий, а затем в гелий. В звездах, масса которых немного больше солнечной, углеродно-азотно-кислородный цикл (CNO-цикл) вносит значительный вклад в выработку энергии. Начало ядерного синтеза относительно быстро приводит к гидростатическому равновесию, в котором энергия, высвобождаемая ядром, поддерживает высокое давление газа, уравновешивающее вес вещества звезды и предотвращающее дальнейший гравитационный коллапс. Таким образом, звезда быстро переходит в стабильное состояние, начиная фазу главной последовательности своей эволюции. Новая звезда займет определенную точку на главной последовательности диаграммы Герцпрунга-Рассела, а спектральный тип главной последовательности будет зависеть от массы звезды. Маленькие, относительно холодные, маломассивные красные карлики медленно сливают водород и останутся на главной последовательности на сотни миллиардов лет или дольше, в то время как массивные горячие звезды типа O покинут главную последовательность всего через несколько миллионов лет. Звезда-желтый карлик среднего размера, такая как Солнце, останется на главной последовательности около 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце находится примерно в середине своего жизненного цикла на главной последовательности.

Планетарная система

Звезда может приобрести протопланетный диск, который, в свою очередь, может сформировать планетную систему.

Зрелые звезды

В конечном итоге, ядро звезды истощает запас водорода, и звезда начинает сходить с главной последовательности. Без давления излучения, создаваемого термоядерным синтезом водорода, уравновешивающего силу гравитации, ядро сжимается до тех пор, пока давление вырождения электронов не станет достаточным для противодействия гравитации, или пока ядро не нагреется до температуры, необходимой для начала термоядерного синтеза гелия (около 100 МК). Что произойдет первым, зависит от массы звезды.

Маломассивные звезды

Что происходит после того, как маломассивная звезда прекращает выработку энергии посредством термоядерного синтеза, не было наблюдено напрямую; возраст Вселенной составляет около 13,8 миллиардов лет, что на несколько порядков величины меньше времени, необходимого для прекращения синтеза в таких звездах. Недавние астрофизические модели предполагают, что красные карлики могут оставаться на главной последовательности от шести до двенадцати триллионов лет, постепенно увеличивая температуру и светимость, и потребуется еще несколько сотен миллиардов лет для медленного коллапса в белый карлик. Такие звезды не станут красными гигантами, поскольку вся звезда представляет собой конвективную зону и не сформирует вырожденное гелиевое ядро с водородной оболочкой, в которой происходит синтез. Вместо этого, синтез водорода будет продолжаться до тех пор, пока почти вся звезда не превратится в гелий. Звезды, немного более массивные, действительно расширяются в красные гиганты, но их гелиевые ядра недостаточно массивны для достижения температур, необходимых для синтеза гелия, поэтому они никогда не достигают вершины ветви красных гигантов. Когда синтез водорода в оболочке завершается, эти звезды сразу покидают ветвь красных гигантов, подобно звездам, находящимся после стадии асимптотической ветви гигантов (AGB), но с меньшей светимостью, и превращаются в белые карлики.

Средние звезды

Звезды массой, примерно как у Солнца, становятся красными гигантами – крупными звездами, не находящимися на главной последовательности, звездных классов K или M. Красные гиганты располагаются вдоль правого края диаграммы Герцпрунг-Расселла из-за их красного цвета и высокой светимости. Примеры включают Альдебаран в созвездии Тельца и Арктур в созвездии Волопаса. Звезды среднего размера проходят стадию красного гиганта на двух различных этапах своей пост-последовательной эволюции: звезды красной гигантской ветви, с инертными ядрами и оболочками, в которых происходит горение водорода и гелия, и звезды асимптотической гигантской ветви, с инертными углеродными ядрами и оболочками, в которых происходит горение гелия внутри оболочек, сжигающих водород. Между этими двумя фазами звезды проводят некоторое время на горизонтальной ветке, где в ядре происходит синтез гелия. Многие из этих звёзд, синтезирующих гелий, концентрируются в холодном конце горизонтальной ветви в виде гигантов класса K и называются звёздами красного сгустка.

Фаза субгиганта

Когда звезда исчерпывает водород в своем ядре, она покидает главную последовательность и начинает синтезировать водород в оболочке вокруг ядра. Масса ядра увеличивается по мере того, как оболочка производит больше гелия. В зависимости от массы гелиевого ядра, этот процесс продолжается от нескольких миллионов до одного-двух миллиардов лет, при этом звезда расширяется и охлаждается, сохраняя светимость, аналогичную или немного меньшую, чем на главной последовательности. В конечном итоге, либо ядро становится вырожденным у звезд, сопоставимых по массе с Солнцем, либо внешние слои достаточно охлаждаются, чтобы стать непрозрачными у более массивных звезд. Любое из этих изменений приводит к повышению температуры в водородной оболочке и увеличению светимости звезды, после чего звезда переходит на ветвь красных гигантов.

Фаза красного гиганта-веточки

Расширяющиеся внешние слои звезды являются конвективными, при этом материал перемешивается турбулентностью из областей, близких к зоне ядерного синтеза, до поверхности звезды. Для всех звезд, кроме самых маломассивных, продукты синтеза до этого момента оставались глубоко в недрах звезды, поэтому конвективная оболочка впервые делает продукты синтеза видимыми на поверхности звезды. На этом этапе эволюции изменения незначительны, при этом наибольший эффект – изменение изотопного состава водорода и гелия – не поддается наблюдению. Эффекты CNO-цикла проявляются на поверхности во время первого подъема вещества, с более низким отношением 12C/13C и измененным соотношением углерода и азота. Эти изменения обнаруживаются с помощью спектроскопии и измерены для многих развитых звезд. Гелиевое ядро продолжает расти вдоль ветви красных гигантов. Оно больше не находится в тепловом равновесии, будучи либо вырожденным, либо превышающим предел Шёнберга — Чандрасекара, что приводит к повышению температуры и увеличению скорости синтеза в водородной оболочке. Яркость звезды возрастает по направлению к концу ветви красных гигантов. Звезды ветви красных гигантов с вырожденным гелиевым ядром достигают вершины с очень близкими значениями массы ядра и светимости, хотя более массивные красные гиганты становятся достаточно горячими, чтобы инициировать синтез гелия до этого момента.

Горизонтальная ветвь

В гелиевых ядрах звезд в диапазоне от 0,6 до 2,0 солнечных масс, которые в значительной степени поддерживаются давлением вырождения электронов, синтез гелия запускается в течение нескольких дней в виде гелиевой вспышки. В недегенерированных ядрах более массивных звезд воспламенение синтеза гелия происходит относительно медленно, без вспышки. Ядерная энергия, высвобождаемая во время гелиевой вспышки, очень велика – порядка 10⁸ солнечных светимостей в течение нескольких дней. Однако эта энергия расходуется на тепловое расширение изначально вырожденного ядра и, следовательно, не наблюдается снаружи звезды. Вследствие расширения ядра замедляется синтез водорода в верхних слоях, и общая выработка энергии уменьшается. Звезда сжимается, хотя и не достигает главной последовательности, и перемещается на горизонтальную ветвь на диаграмме Герцпрунга-Рассела, постепенно уменьшаясь в радиусе и увеличивая температуру поверхности. Звезды, пережившие гелиевую вспышку, эволюционируют к красному концу горизонтальной ветви, но не переходят к более высоким температурам, прежде чем сформируют вырожденное углеродно-кислородное ядро и начнут горение гелия в оболочке. Эти звезды часто наблюдаются в виде красного скопления на диаграмме цвет-величина скопления, будучи горячее и менее яркими, чем красные гиганты. Звезды большей массы с более крупными гелиевыми ядрами перемещаются вдоль горизонтальной ветви к более высоким температурам, некоторые становятся нестабильными пульсирующими звездами в желтой полосе нестабильности (переменные типа RR Lyrae), а другие становятся еще горячее и могут формировать синий хвост или синий крюк к горизонтальной ветви. Морфология горизонтальной ветви зависит от таких параметров, как металличность, возраст и содержание гелия, но точные детали все еще уточняются в моделях.

Фаза асимптотического гигантского ветви

После того, как звезда израсходует гелий в ядре, синтез водорода и гелия продолжается в оболочках вокруг горячего ядра из углерода и кислорода. Звезда движется по асимптотической ветви гигантов на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, параллельно эволюции красного гиганта, но с ещё более высокой скоростью генерации энергии (которая длится меньшее время). Хотя гелий горит в оболочке, основная часть энергии вырабатывается при горении водорода в оболочке, расположенной дальше от ядра звезды. Гелий из этих водородных оболочек опускается к центру звезды, и периодически выход энергии из гелиевой оболочки резко возрастает. Это явление известно как тепловой импульс, и оно происходит в конце фазы асимптотической ветви гигантов, иногда даже в пост-асимптотической фазе. В зависимости от массы и состава звезды может произойти от нескольких до сотен тепловых импульсов. На восходящей ветви асимптотической ветви гигантов формируется глубокая конвективная зона, которая может вынести углерод из ядра на поверхность. Этот процесс называется вторым выносом, а в некоторых звездах может произойти даже третий вынос. Таким образом формируются углеродные звезды — очень холодные и сильно покрасневшие звезды, демонстрирующие в своих спектрах сильные линии углерода. Процесс, известный как горячее дно, может превращать углерод в кислород и азот до того, как он будет вынесен на поверхность, и взаимодействие между этими процессами определяет наблюдаемые светимости и спектры углеродных звезд в конкретных скоплениях. Другой хорошо известный класс звезд асимптотической ветви гигантов — переменные типа Мира, которые пульсируют с чётко определёнными периодами от десятков до сотен дней и с большими амплитудами, достигающими примерно 10 звездных величин (в видимом диапазоне общая светимость изменяется на гораздо меньшую величину). В более массивных звездах звезды становятся более яркими, а период пульсации увеличивается, что приводит к усилению потери массы, и звезды сильно затемняются в видимом диапазоне длин волн. Эти звезды можно наблюдать как звезды типа OH/IR, пульсирующие в инфракрасном диапазоне и демонстрирующие активность мазеров OH. Эти звезды явно богаты кислородом, в отличие от углеродных звезд, но оба типа формируются в результате выносов вещества.

After a star has consumed the helium at the core, hydrogen and helium fusion continues in shells around a hot core of carbon and oxygen. The star follows the asymptotic giant branch on the Hertzsprung–Russell diagram, paralleling the original red giant evolution, but with even faster energy generation (which lasts for a shorter time). Although helium is being burnt in a shell, the majority of the energy is produced by hydrogen burning in a shell further from the core of the star. Helium from these hydrogen burning shells drops towards the center of the star and periodically the energy output from the helium shell increases dramatically. This is known as a thermal pulse and they occur towards the end of the asymptotic giant branch phase, sometimes even into the post asymptotic giant branch phase. Depending on mass and composition, there may be several to hundreds of thermal pulses. There is a phase on the ascent of the asymptotic giant branch where a deep convective zone forms and can bring carbon from the core to the surface. This is known as the second dredge up, and in some stars there may even be a third dredge up. In this way a carbon star is formed, very cool and strongly reddened stars showing strong carbon lines in their spectra. A process known as hot bottom burning may convert carbon into oxygen and nitrogen before it can be dredged to the surface, and the interaction between these processes determines the observed luminosities and spectra of carbon stars in particular clusters. Another well known class of asymptotic giant branch stars is the Mira variables, which pulsate with well defined periods of tens to hundreds of days and large amplitudes up to about 10 magnitudes (in the visual, total luminosity changes by a much smaller amount). In more massive stars the stars become more luminous and the pulsation period is longer, leading to enhanced mass loss, and the stars become heavily obscured at visual wavelengths. These stars can be observed as OH/IR stars, pulsating in the infrared and showing OH maser activity. These stars are clearly oxygen rich, in contrast to the carbon stars, but both must be produced by dredge ups.

После АГБ

Эти звезды среднего диапазона в конечном итоге достигают вершины асимптотической ветви гигантов и исчерпывают запасы топлива для оболочечного горения. Они недостаточно массивны для начала полномасштабного углеродного синтеза, поэтому снова сжимаются, переживая период мощного звёздного ветра после асимптотической ветви гигантов, что приводит к образованию планетарной туманности с чрезвычайно горячей центральной звездой. Затем центральная звезда остывает до состояния белого карлика. Выброшенный газ относительно богат тяжёлыми элементами, образовавшимися внутри звезды, и может быть особенно обогащён кислородом или углеродом, в зависимости от типа звезды. Газ накапливается в расширяющейся оболочке, называемой циркумзвёздной оболочкой, и охлаждается по мере удаления от звезды, что позволяет формироваться частицам пыли и молекулам. Высокий приток инфракрасной энергии от центральной звезды создаёт в этих циркумзвёздных оболочках идеальные условия для возбуждения мазеров. После начала эволюции после асимптотической ветви гигантов возможны тепловые пульсации, приводящие к появлению различных необычных и недостаточно изученных звёзд, известных как «возрождённые» звёзды асимптотической ветви гигантов. Это может привести к образованию экстремальных звёзд горизонтальной ветви (субкарликов B), звёзд после асимптотической ветви гигантов с дефицитом водорода, переменных центральных звёзд планетарных туманностей и переменных звёзд типа R Coronae Borealis.

Массивные звезды

В массивных звездах ядро уже достаточно велико на начальной стадии горения водорода в слое, чтобы воспламенение гелия произошло до того, как давление вырождения электронов успеет стать доминирующим. Таким образом, когда эти звезды расширяются и охлаждаются, они не становятся такими яркими, как звезды меньшей массы; однако, они были более светимыми на главной последовательности и эволюционируют в высокосветимые сверхгиганты. Их ядра становятся настолько массивными, что не могут быть поддержаны давлением вырождения электронов и в конечном итоге коллапсируют, образуя нейтронную звезду или чёрную дыру.

Эволюция сверхгигантов

Чрезвычайно массивные звезды (более приблизительно ), которые очень яркие и, следовательно, обладают очень сильными звездными ветрами, теряют массу настолько быстро из-за давления излучения, что склонны сбрасывать свои собственные оболочки до того, как успевают расшириться в красные сверхгиганты, и таким образом сохраняют чрезвычайно высокие температуры поверхности (и голубо-белый цвет) начиная с главной последовательности. Самые большие звезды нынешнего поколения существуют, поскольку внешние слои были бы сброшены экстремальным излучением. Хотя менее массивные звезды обычно не сжигают свои внешние слои так быстро, они также могут избежать превращения в красные гиганты или красные сверхгиганты, если они находятся в достаточно близких двойных системах, чтобы звезда-компаньон сбросила оболочку при расширении, или если они вращаются достаточно быстро, чтобы конвекция простиралась от ядра до поверхности, что приводит к отсутствию четко выраженного ядра и оболочки из-за тщательного перемешивания. Ядро массивной звезды, определяемое как область, обедненная водородом, становится горячее и плотнее по мере аккреции материала в результате слияния водорода за пределами ядра. В достаточно массивных звездах ядро достигает температуры и плотности, достаточных для синтеза углерода и более тяжелых элементов посредством альфа-процесса. В конце синтеза гелия ядро звезды состоит в основном из углерода и кислорода. В звездах с массой более чем около , углерод воспламеняется и сливается, образуя неон, натрий и магний. Звезды с несколько меньшей массой могут частично воспламенить углерод, но не могут полностью его сжечь до наступления электронной вырожденности, и эти звезды в конечном итоге превратятся в белые карлики, состоящие из кислорода, неона и магния. Точный предел массы для полного сжигания углерода зависит от нескольких факторов, таких как металличность и потеря массы на асимптотической ветви гигантов, но составляет приблизительно . Хотя не взрывающиеся красные гиганты могут производить значительное количество элементов тяжелее железа, используя нейтроны, высвобождаемые в побочных реакциях более ранних ядерных реакций, обилие элементов тяжелее железа (и, в частности, некоторых изотопов элементов, имеющих несколько стабильных или долгоживущих изотопов), производимых в таких реакциях, существенно отличается от того, что образуется в сверхновых. Ни одно из этих обилий в отдельности не соответствует обнаруженному в Солнечной системе, поэтому для объяснения наблюдаемого обилия тяжелых элементов и их изотопов необходимы как сверхновые, так и выброс элементов из красных гигантов. Энергия, передаваемая при коллапсе ядра отскакивающему материалу, не только генерирует тяжелые элементы, но и обеспечивает их ускорение до скорости, значительно превышающей скорость убегания, что приводит к сверхновой типа Ib, типа Ic или типа II. Современное понимание этой передачи энергии все еще недостаточно; хотя современные компьютерные модели сверхновых типа Ib, Ic и II типа учитывают часть передачи энергии, они не могут объяснить достаточную передачу энергии для получения наблюдаемого выброса материала. Однако колебания нейтрино могут играть важную роль в проблеме передачи энергии, поскольку они влияют не только на энергию, доступную в определенном вкусе нейтрино, но и через другие общие релятивистские эффекты на нейтрино. Некоторые данные, полученные в результате анализа массы и орбитальных параметров двойных нейтронных звезд (для образования которых требуются две такие сверхновые), указывают на то, что коллапс ядра, состоящего из кислорода, неона и магния, может привести к сверхновой, которая наблюдательно отличается (по параметрам, отличным от размера) от сверхновой, вызванной коллапсом железного ядра. Самые массивные звезды, существующие сегодня, могут быть полностью уничтожены сверхновой с энергией, значительно превышающей их гравитационную энергию связи. Это редкое событие, вызванное неустойчивостью пар, не оставляет после себя остатка в виде черной дыры. В прошлом Вселенной некоторые звезды были даже больше, чем самые большие звезды, существующие сегодня, и они немедленно коллапсировали в черную дыру в конце своей жизни из-за фотодиссоциации.

Extremely massive stars (more than approximately ), which are very luminous and thus have very rapid stellar winds, lose mass so rapidly due to radiation pressure that they tend to strip off their own envelopes before they can expand to become red supergiants, and thus retain extremely high surface temperatures (and blue white color) from their main sequence time onwards. The largest stars of the current generation are about because the outer layers would be expelled by the extreme radiation. Although lower mass stars normally do not burn off their outer layers so rapidly, they can likewise avoid becoming red giants or red supergiants if they are in binary systems close enough so that the companion star strips off the envelope as it expands, or if they rotate rapidly enough so that convection extends all the way from the core to the surface, resulting in the absence of a separate core and envelope due to thorough mixing. The core of a massive star, defined as the region depleted of hydrogen, grows hotter and denser as it accretes material from the fusion of hydrogen outside the core. In sufficiently massive stars, the core reaches temperatures and densities high enough to fuse carbon and heavier elements via the alpha process. At the end of helium fusion, the core of a star consists primarily of carbon and oxygen. In stars heavier than about , the carbon ignites and fuses to form neon, sodium, and magnesium. Stars somewhat less massive may partially ignite carbon, but they are unable to fully fuse the carbon before electron degeneracy sets in, and these stars will eventually leave an oxygen neon magnesium white dwarf. The exact mass limit for full carbon burning depends on several factors such as metallicity and the detailed mass lost on the asymptotic giant branch, but is approximately Although non exploding red giants can produce significant quantities of elements heavier than iron using neutrons released in side reactions of earlier nuclear reactions, the abundance of elements heavier than iron (and in particular, of certain isotopes of elements that have multiple stable or long lived isotopes) produced in such reactions is quite different from that produced in a supernova. Neither abundance alone matches that found in the Solar System, so both supernovae and ejection of elements from red giants are required to explain the observed abundance of heavy elements and isotopes thereof. The energy transferred from collapse of the core to rebounding material not only generates heavy elements, but provides for their acceleration well beyond escape velocity, thus causing a Type Ib, Type Ic, or Type II supernova. Current understanding of this energy transfer is still not satisfactory; although current computer models of Type Ib, Type Ic, and Type II supernovae account for part of the energy transfer, they are not able to account for enough energy transfer to produce the observed ejection of material. However, neutrino oscillations may play an important role in the energy transfer problem as they not only affect the energy available in a particular flavour of neutrinos but also through other general relativistic effects on neutrinos. Some evidence gained from analysis of the mass and orbital parameters of binary neutron stars (which require two such supernovae) hints that the collapse of an oxygen neon magnesium core may produce a supernova that differs observably (in ways other than size) from a supernova produced by the collapse of an iron core. The most massive stars that exist today may be completely destroyed by a supernova with an energy greatly exceeding its gravitational binding energy. This rare event, caused by pair instability, leaves behind no black hole remnant. In the past history of the universe, some stars were even larger than the largest that exists today, and they would immediately collapse into a black hole at the end of their lives, due to photodisintegration.

Звездные остатки

После того, как звезда исчерпает свой запас топлива, её остатки могут принять одну из трёх форм, в зависимости от её массы на протяжении жизни.

Белые и черные карлики

Для звезды , получившийся в результате белый карлик имеет массу, приблизительно равную , сжатую в объем, сопоставимый с объемом Земли. Белые карлики стабильны, поскольку внутреннее притяжение гравитации уравновешивается давлением вырождения электронов звезды, что является следствием принципа исключения Паули. Давление электронной дегенерации обеспечивает относительно мягкий предел против дальнейшего сжатия; следовательно, для заданного химического состава белые карлики большей массы имеют меньший объем. Не имея топлива для горения, звезда излучает оставшееся тепло в космос на протяжении миллиардов лет. Белый карлик очень горяч при формировании, с температурой более 100 000 К на поверхности и еще более высокой в его недрах. Он настолько горяч, что значительная часть его энергии теряется в виде нейтрино в течение первых 10 миллионов лет существования и потеряет большую часть своей энергии через миллиард лет. Химический состав белого карлика зависит от его массы. Звезда массой около 8–12 солнечных масс запустит синтез углерода с образованием магния, неона и меньшего количества других элементов, в результате чего получится белый карлик, состоящий преимущественно из кислорода, неона и магния, при условии, что он сможет потерять достаточно массы, чтобы опуститься ниже предела Чандрасекара (см. ниже), и при условии, что воспламенение углерода не будет настолько сильным, чтобы разорвать звезду в сверхновой. Звезда массой порядка солнечной не сможет запустить синтез углерода и образует белый карлик, состоящий преимущественно из углерода и кислорода, с массой, недостаточной для коллапса, если к ней не будет добавлено дополнительное вещество (см. ниже). Звезда массой менее половины массы Солнца не сможет запустить синтез гелия (как отмечалось ранее) и образует белый карлик, состоящий преимущественно из гелия. В конечном итоге остается лишь холодная темная масса, иногда называемая черным карликом. Однако Вселенная еще недостаточно стара для существования черных карликов. Если масса белого карлика превысит предел Чандрасекара, который составляет для белого карлика, состоящего преимущественно из углерода, кислорода, неона и/или магния, то давление вырождения электронов перестанет удерживать звезду из-за захвата электронов, и звезда коллапсирует. В зависимости от химического состава и температуры в центре перед коллапсом это приведет либо к коллапсу в нейтронную звезду, либо к неконтролируемому воспламенению углерода и кислорода. Более тяжелые элементы способствуют дальнейшему коллапсу ядра, поскольку для их воспламенения требуется более высокая температура, а захват электронов этими элементами и продуктами их синтеза происходит легче; более высокие температуры ядра способствуют неконтролируемой ядерной реакции, которая останавливает коллапс ядра и приводит к сверхновой типа Ia. Эти сверхновые могут быть во много раз ярче сверхновых типа II, знаменующих смерть массивной звезды, хотя последняя выделяет больше общей энергии. Эта нестабильность к коллапсу означает, что не может существовать белый карлик с массой более приблизительно (за возможным небольшим исключением для очень быстро вращающихся белых карликов, центробежная сила которых частично противодействует весу их вещества). Перенос массы в двойной системе может привести к тому, что первоначально стабильный белый карлик превысит предел Чандрасекара. Если белый карлик образует тесную двойную систему с другой звездой, водород из более массивного компаньона может аккрецировать на поверхность белого карлика, пока он не станет достаточно горячим для неконтролируемой реакции синтеза на его поверхности, хотя масса белого карлика останется ниже предела Чандрасекара. Такой взрыв называется новой.

For a star of , the resulting white dwarf is of about , compressed into approximately the volume of the Earth. White dwarfs are stable because the inward pull of gravity is balanced by the degeneracy pressure of the star's electrons, a consequence of the Pauli exclusion principle. Electron degeneracy pressure provides a rather soft limit against further compression; therefore, for a given chemical composition, white dwarfs of higher mass have a smaller volume. With no fuel left to burn, the star radiates its remaining heat into space for billions of years. A white dwarf is very hot when it first forms, more than 100,000 K at the surface and even hotter in its interior. It is so hot that a lot of its energy is lost in the form of neutrinos for the first 10 million years of its existence and will have lost most of its energy after a billion years. The chemical composition of the white dwarf depends upon its mass. A star that has a mass of about 8 12 solar masses will ignite carbon fusion to form magnesium, neon, and smaller amounts of other elements, resulting in a white dwarf composed chiefly of oxygen, neon, and magnesium, provided that it can lose enough mass to get below the Chandrasekhar limit (see below), and provided that the ignition of carbon is not so violent as to blow the star apart in a supernova. A star of mass on the order of magnitude of the Sun will be unable to ignite carbon fusion, and will produce a white dwarf composed chiefly of carbon and oxygen, and of mass too low to collapse unless matter is added to it later (see below). A star of less than about half the mass of the Sun will be unable to ignite helium fusion (as noted earlier), and will produce a white dwarf composed chiefly of helium. In the end, all that remains is a cold dark mass sometimes called a black dwarf. However, the universe is not old enough for any black dwarfs to exist yet. If the white dwarf's mass increases above the Chandrasekhar limit, which is for a white dwarf composed chiefly of carbon, oxygen, neon, and/or magnesium, then electron degeneracy pressure fails due to electron capture and the star collapses. Depending upon the chemical composition and pre collapse temperature in the center, this will lead either to collapse into a neutron star or runaway ignition of carbon and oxygen. Heavier elements favor continued core collapse, because they require a higher temperature to ignite, because electron capture onto these elements and their fusion products is easier; higher core temperatures favor runaway nuclear reaction, which halts core collapse and leads to a Type Ia supernova. These supernovae may be many times brighter than the Type II supernova marking the death of a massive star, even though the latter has the greater total energy release. This instability to collapse means that no white dwarf more massive than approximately can exist (with a possible minor exception for very rapidly spinning white dwarfs, whose centrifugal force due to rotation partially counteracts the weight of their matter). Mass transfer in a binary system may cause an initially stable white dwarf to surpass the Chandrasekhar limit. If a white dwarf forms a close binary system with another star, hydrogen from the larger companion may accrete around and onto a white dwarf until it gets hot enough to fuse in a runaway reaction at its surface, although the white dwarf remains below the Chandrasekhar limit. Such an explosion is termed a nova.

Нейтронные звезды

Обычно атомы по объему в основном состоят из электронных облаков, с очень компактными ядрами в центре (если представить, что атомы размером с футбольный стадион, то их ядра будут размером с пылевых клещей). Когда звездное ядро коллапсирует, давление заставляет электроны и протоны сливаться посредством захвата электронов. Без электронов, которые удерживают ядра на расстоянии, нейтроны сжимаются в плотный шар (в некотором роде, как гигантское атомное ядро) с тонким внешним слоем вырожденного вещества (преимущественно железа, если впоследствии не добавляется вещество другого состава). Нейтроны оказывают сопротивление дальнейшему сжатию благодаря принципу исключения Паули, подобно давлению вырождения электронов, но более сильному. Эти звезды, известные как нейтронные звезды, чрезвычайно малы – порядка радиуса 10 км, не больше размера крупного города – и обладают феноменальной плотностью. Их период вращения резко уменьшается по мере сжатия звезды (вследствие сохранения углового момента); наблюдаемые периоды вращения нейтронных звезд варьируются примерно от 1,5 миллисекунд (более 600 оборотов в секунду) до нескольких секунд. Когда магнитные полюса этих быстро вращающихся звезд направлены на Землю, мы фиксируем импульс излучения при каждом обороте. Такие нейтронные звезды называются пульсарами и были первыми открытыми нейтронными звездами. Хотя электромагнитное излучение, регистрируемое от пульсаров, чаще всего имеет вид радиоволн, пульсары также были обнаружены в видимом, рентгеновском и гамма-лучевом диапазонах.

Черные дыры

Если масса звездного остатка достаточно велика, то давление вырожденности нейтронов будет недостаточно для предотвращения коллапса ниже радиуса Шварцшильда. Таким образом, звездный остаток превращается в черную дыру. Масса, при которой это происходит, неизвестна точно, но в настоящее время оценивается между 2 и 3 массами Солнца. Черные дыры предсказываются теорией общей теории относительности. Согласно классической общей теории относительности, никакая материя или информация не может выходить изнутри черной дыры к внешнему наблюдателю, хотя квантовые эффекты могут допускать отклонения от этого строгого правила. Существование черных дыр во Вселенной хорошо подтверждено как теоретически, так и астрономическими наблюдениями. Поскольку механизм коллапса ядра сверхновой в настоящее время понятен лишь частично, до сих пор не известно, может ли звезда коллапсировать непосредственно в черную дыру без образования видимой сверхновой, или же некоторые сверхновые изначально формируют нестабильные нейтронные звезды, которые затем коллапсируют в черные дыры; точная зависимость между начальной массой звезды и конечным остатком также не установлена окончательно. Разрешение этих неопределенностей требует анализа большего числа сверхновых и остатков сверхновых.

Модели

Звездная эволюционная модель — это математическая модель, используемая для вычисления эволюционных стадий звезды от момента её формирования до превращения в остаток. Масса и химический состав звезды служат входными данными, а светимость и температура поверхности — единственными ограничениями. Уравнения модели основаны на физическом понимании строения звезды, как правило, при допущении о гидростатическом равновесии. Далее проводятся масштабные компьютерные расчёты для определения изменения состояния звезды во времени, результатом которых является таблица данных, позволяющая определить эволюционную траекторию звезды на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, а также другие изменяющиеся характеристики. Точные модели позволяют оценить текущий возраст звезды, сравнивая её физические свойства со свойствами звёзд, расположенных на соответствующей эволюционной траектории.