Смерть звезды

Рождение звезды происходит при сжатии газопылевого облака, при достаточно высокой степени сжатия, когда разогрев в центре звезды достаточен для "поджигания" термоядерных реакций. Смерть звезды наступает, когда звезда перестает находиться в устойчивом состоянии при нормальных параметрах (плотности, размерах, хоть как-то сопоставимых с солнечными). В этом смысле смерть звезды наступает по-разному, в зависимости от ее начальной массы.

Смерть звезды наступает, когда звезда перестает находиться в устойчивом состоянии при нормальных параметрах

Смерть звезды с массой М < 0,5 солнечной проходит по следующему сценарию. Звезда не в состоянии преобразовывать гелий даже после того, как в ядре прекратятся реакции с участием водорода — их масса слишком мала для того, чтобы обеспечить новую фазу гравитационного сжатия до той степени, которая инициирует "возгорание" гелия. К таким звёздам относятся красные карлики, такие как Проксима Центавра, срок пребывания которых на главной последовательности составляет от десятков миллиардов до десятков триллионов лет. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.

При 0,5 < M < 1,4 массы Солнца наступает смерть звезды и превращение ее в белый карлик, при 1,4 < M < 3,3 смерть звезды соответствует рождению нейтронной звезды как остатка взрыва сверхновой. В нейтронных звездах давление вырожденных электронов не может остановить дальнейшее сжатие ядра, и электроны начинают "вдавливаться" в атомные ядра, что приводит к превращению протонов в нейтроны, между которыми не существует сил электростатического отталкивания. Такая нейтронизация вещества приводит к тому, что размер звезды, которая, фактически, представляет теперь одно огромное атомное ядро, измеряется несколькими километрами, а плотность в 100 млн раз превышает плотность воды. Период их обращения становится чрезвычайно мал по мере уменьшения размера звезды. Некоторые нейтронные звёзды совершают 600 оборотов в секунду.

При M > 3,3 смерть звезды знаменует образование чёрной дыры. Например, после того, как звезда с массой большей, чем пять солнечных, входит в стадию красного сверхгиганта, её ядро под действием сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия увеличиваются температура звезды и ее плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются все более тяжёлые элементы: гелий, углерод, кислород, кремний и железо, что временно сдерживает коллапс ядра. В конечном итоге, по мере образования всё более тяжёлых элементов периодической системы, из кремния синтезируется железо-56. На этом этапе дальнейший термоядерный синтез становится невозможен поскольку ядро железа-56 обладает максимальным дефектом массы и образование более тяжёлых ядер с выделением энергии невозможно. Поэтому когда железное ядро звезды достигает определённого размера, то давление в нём уже не в состоянии противостоять тяжести наружных слоёв звезды, и происходит незамедлительный коллапс ядра, пока радиус звезды не станет меньше Шварцшильдовского. После этого звезда становится чёрной дырой.

Все случаи смертей звезд можно наблюдать, и все они – результат истощения ядерного топлива. Нейтронные звёзды и чёрные дыры проявляют себя по специфическому виду спектра излучения и характеру воздействия на обычные звёзды-спутники.

Инструменты