ВЪВЕДЕНИЕ

Въпросът за еволюцията на звездите е един от най-важните за астрофизиката, защото отговорът му би ни разкрил тайните на Вселената. Отговор се опитва да даде теорията за звездната еволюция. 

Еволюцията на звездите представлява промяна на физическите характеристики, вътрешния строеж и химическия състав на звездите с времето.

Звездна еволюция: базисно обяснение

Звездите са огромни кълба от нагрят газ. Когато ги наблюдаваме, на небето те изглеждат като точки, защото са на огромни разстояния от нас. Звездите светят, защото в ядрата им се извършват термоядрени реакции. 

Условно както и при човека, раделяме живота на звездите на раждане, зрелост и смърт. 

Звездите се раждат в гигантски облаци от прах и газ като основният градивен елемент е водородът.

Образуване на звездите

Идеята за формиране на звездите от разреденото междузвездно вещество е обсъждал още Исак Нютон (1643-1727), но доказателства за това са получени едва в началото на 20 век: чрез наблюдения в инфрачервената област са намерени подходящи облаци от междузвезден газ и е установено, че те губят устойчивост и се свиват под влияние на гравитацията, превръщайки се в звезди. Най-популярният пример за такъв облак е мъглявината в Орион Фиг. 4.

Протозвезда

Турбуленцията дълбоко в тези облаци създава уплътнения с достатъчно маса, за да започне колапс под действие на гравитацията. Непосредствено преди началото на свиването температурата на газа в недрата на облака е само 10-30 К, т.е. това са едни от най-хладните обекти във Вселената. Веществото в облака е плътно според ‘междузвездните стандарти’ – в 1куб.м се съдържат 2 милиарда молекули, което обаче е 1016 пъти по-малко, отколкото има във въздуха в нормално състояние. Масата на тези облаци е огромна – тя достига до милиони слънчеви маси, което прави гравитацията основен фактор в еволюцията им. Когато облакът се свива, материалът в центъра му започва да се нагрява. Така се появява протозвездата. В резултат от свиването вътрешното налягане на газа се увеличава и това забавя процеса на колапс. В следващ етап газът постепенно се нагрява и протозвездата започва слабо да свети. Тъй като свиването протича нееднородно, плътността нараства повече в централните части на облака. Когато температурата се покачи достатъчно свиващият се газ започва да се йонизира и в резултат става непрозрачен за излъчването от централните области на звездата. Това довежда до свиване на външните слоеве и температурата и налягането в центъра на протозвездата се увеличават. Скоро налягането става толкова голямо, че свиването се прекратява и вътре в облака се създава хидростатически устойчиво ядро. Извън него обаче газът е прозрачен за инфрачервеното излъчване и продължава да пада към центъра. Падайки към него, кинетичната енергия се превръща в топлина като около 50% от нея отива за нагряване на газа, а останалата се излъчва навън. Когато обвивката изцяло падне върху ядрото и стане прозрачна, ядрото ‘изплува от праховия пашкул’ и се ражда младата ЗВЕЗДА! Тя продължава да се свива бавно като се отделя топлина за сметка на гравитацията. Част от тази топлина се извежда от излъчването, а друга част нагрява вътрешните слоеве, поддържайки по този начин хидростатическо квази равновесие. Когато температурата в центъра на звездата превиши няколко милиона градуса започват термоядрени реакции в резултат на които водородът се превръща в хелий.

Когато облакът колапсира, се формира плътно, горещо ядро и около него започва да се събира прах и газ. Не всичко от този материал обаче завършва като част от звезда – останки от праха могат да станат планети, астероиди или комети или просто да останат като междузвезден прах. 

Ако масата на колапсиращия облак е по-малка от 0.08M, където с M се отбелязва слънчевата маса , гравитационното свиване не може да доведе до температури, достатъчно високи за запалване на термоядрените реакции. Такива несъстояли се звезди се наричат кафяви джуджета. Единственият източник на вътрешна енергия на кафявите джуджета е гравитационната потенциална енергия. Ако масата на такъв обект е под 0.002M,той се нарича планета. А ако е над 0.08M, масата му е достатъчна да се поддържат термоядрени реакции и това вече е звезда.

Термодинамично равновесие

След като се запалят термоядрените реакции в ядрото на звездата, те създават такова нагряване, че препятстват по-нататъшното свиване на звездата. Балансът между гравитацията, която се опитва да свие звездата и нагряването, което се опитва да я раздуе, се нарича термодинамично равновесие. 

От този момент нататък звездата остава без промяна за много дълъг период от време. Това е времето от живота на звездата върху Главната последователност на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. 

За звезда, подобна на нашето Слънце, това са около 10 милиарда години.

Диаграма на Хершпрунг-Ръсел

Тук е мястото да обърнем повече внимание на диаграмата на Херцшпрунг- Ръсел (съкратено Х-Р диаграма). Това е графика, която дава връзката между фундаментални параметри на звездите. В началото на 20 век двама астрономи, датчанинът Айнар Херцщпрунг и американецът Хенри Ръсел независимо един от друг установяват, че звездите се разполагат по определен начин на диаграма, свързваща спектралния клас на звездите и абсолютната им видима звездна величина. Тъй като спектралният клас е свързан с цвета на звездите и с тяхната повърхностна температура, а абсолютната звездна величина със светимостта, то диаграмата на Х-Р често е представяна и като диаграма цвят-зведна величина или температура- светимост. 

На тези диаграми звездите не се разполагат равномерно, а в определени последователности. Имаме главна последователност, която започва от звездите с висока светимост и най-висока температура, прекосявайки диаграмата по диагонал и завършва със звездите с ниска светимост и най-ниски температури. Там се разполагат около 90% от всички звезди. Нашето Слънце също се намира на главната последователност. То е звезда от спектрален клас G2.

Над главната последователност се намира областта на червените гиганти и още по-високо са звездите с по-висока светимост или свръхгигантите. Под главната последователност се намира областта на белите джуджета. 

Оказва се, че Х-Р диаграмата има дълбок смисъл. Тя не е просто зависимост между величини, а е еволюционна зависимост. По време на еволюцията на една звезда тя променя своята температура и светимост и се придвижва по диаграмата. Ако ние знаем мястото на една звезда на диаграмата и нейната маса в даден момент, можем да предвидим какъв ще бъде нейният еволюционен път, т.е. през какви фази на нейната еволюция ще премине и как ще завърши пътя си.