|
Бурная история жизни звезды начинается с облака газа. Стянется облако под действием гравитации в звезду или нет, зависит от множества факторов, включая плотность, температуру и массу. Минимальная масса облака при заданных температуре и плотности, из которого может образоваться звезда, называется массой Джинса , по имени астрофизика Джеймса Джинса (1877-1946), который исследовал и строил теории возникновения звезд. Разреженные облака с низкой плотностью, обычно устойчивые по отношению к гравитационному коллапсу, не образуют звезд. Плотные облака, однако, будут испытывать коллапс, и для типичного облака, состоящего из водорода и гелия, масса Джинса эквивалентна массе примерно семнадцати солнц. Однако, когда облако коллапсирует в себя, его плотность возрастает, масса Джинса уменьшается, и, вместо образования только одной огромной звезды, более мелкие области облака могут сами испытать гравитационный коллапс, так что фрагменты облака образуют скопление более мелких звезд. Потенциальные звезды, имеющие массу, равную одной десятой массы нашего Солнца, являются недостаточно горячими для того, чтобы начались ядерные реакции, являются мертворожденными: они никогда не светят. Потенциальные звезды, имеющие массу, примерно в девяносто раз большую массы Солнца, неустойчивы: они начинают осциллировать и распадаются. Поэтому все звезды имеют массы между этими двумя значениями. Газ, которому предназначено сформировать звезду — главным образом водород и гелий, — свободно падает к общему центру. Когда атомы падают, они сталкиваются друг с другом, и эти столкновения вызывают повышение температуры. Наступает стадия, когда температура в коллапсирующем облаке становится столь высокой, что ядра сталкиваются достаточно сильно для того, чтобы сплавиться вместе и образовать гелий, а ядра гелия, сталкиваясь друг с другом, образуют более тяжелые элементы. Для звезд примерно на 20 процентов более массивных, чем Солнце, температура может подняться даже выше. Выше, чем примерно 20 миллионов градусов, частицы двигаются так быстро, что протоны могут успешно образовывать ядра с более высокими зарядами, такие как углерод, азот и кислород, и освобождать энергию при объединении. Звезды, более крупные, чем приблизительно восемь солнц, имеют бурное будущее. Температура в этих гигантах может возрасти до такой степени (примерно до 3 миллиардов градусов), что возникает «кремниевое горение», в котором ядра гелия сливаются с ядрами, близкими к кремнию, и постепенно строят более тяжелые элементы, проходя периодическую таблицу и образуя в конце железо и никель. Эти два элемента имеют самые устойчивые ядра из всех, и никакой дальнейший нуклеосинтез не приводит к высвобождению энергии. На этой стадии звезды имеют структуру, подобную структуре луковицы, в которой тяжелые элементы образуют железное ядро, а более легкие элементы входят в последовательность оболочек вокруг него (рис. 8.7). Продолжительность каждого из этих эпизодов критически зависит от массы звезды. Для звезд в двадцать раз массивнее Солнца эпоха водородного горения длится 10 миллионов лет, затем в глубоком ядре возникает гелиевое горение и продолжается миллион лет. Дальше горючее в ядре прогорает намного быстрее. Так, углеродное горение завершается через 300 лет, кислородное проходит за 200 дней, а на фазу кремниевого горения хватает выходных. — 206 —
|